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我们知道，大质量的恒星在晚年通过核心坍缩会演变成超新星，但这只会发生于比太阳大得多的恒星。那么，一个太阳质量的恒星要怎样才能演变成超新星呢？为此，它必须要与另一颗恒星共舞。
太阳大小的恒星在耗尽其核心中用于核聚变的氢，那它会开始融合氦，导致它膨胀成一颗红巨星。在这个阶段后，恒星不再融合任何更重的元素，由于没有核聚变产生的辐射压来对抗自身重力，恒星就会被压缩成一颗白矮星。所有的恒星质量都被挤到地球大小的体积。在白矮星的状态，并不是由于核聚变的辐射压与自身重力相平衡，而是由于电子之间产生的互相排斥力与自身重力达到平衡。对于一颗如同我们太阳的恒星而言，这就是故事的结局。随着时间的推移，白矮星只会慢慢冷却。但对于一个双星系统而言，可能会出现更有趣的情况。
假设有一个双星系统，由类似于太阳的两颗恒星组成，而距离相当接近。这两颗恒星在生命周期中的大部分时候都是处于主序星，但它们最终会耗尽氢并成为红巨星。
在这两颗恒星中，其中一颗可能稍微大点。这意味着在主序星阶段，较大的恒星会更亮更热，并较快地耗尽氢。结果，较大的恒星将率先进入红巨星阶段，而较小的恒星仍然是一颗主序星。
太阳变成红巨星后会膨胀至地球轨道
红巨星的个头相当大。对于太阳大小的恒星而言，在演变成红巨星后，其体积能膨胀到地球的轨道。在一个双星系统中，这意味着红巨星的外层可以被其伴星捕获。它甚至还可以吞没两颗恒星，形成共有包层。其结果是，较大恒星的一些质量转移到较小恒星之中。然后，较大恒星坍缩形成白矮星。
一段时间后，较小恒星进入红巨星阶段，然后类似的过程出现。较小的恒星膨胀成红巨星，其外围的一些物质被已经演变成白矮星的原先那颗恒星所捕获。上面的第一张图片显示了这样的过程。
前面已经谈到，白矮星的形成是因为白矮星内部的电子压力能与其自身重力相平衡。但这种电子压力有一个上限，不会超过太阳质量的40%，此即为钱德拉塞卡极限。随着白矮星继续从伴星捕或物质，它的质量继续上升，然后接近极限状态。
当达到此极限时，原先的白矮星就会进一步坍缩成中子星。这会导致其核心的一连串快速核聚变，而这会撕裂白矮星。然后，白矮星爆炸成超新星。这种恒星共舞的最终结局就是爆炸。
让这种类型的超新星变得特别有趣的是，它总是发生在约1.4倍太阳质量的白矮星，并经历相同的一般过程（完全摧毁了白矮星）。这意味着通过这种方式诞生的超新星总是有相同的亮度，它们被称为Ia型超新星，而它们对于天文学家而言非常有用。
造父变星可用于测量星系的距离
天文学家有多种方法来测量星系的距离。一种方法是观测一种特殊恒星（造父变星）的亮度变化，我们可以利用这些恒星测量临近星系的距离，但最远只能测到9000万光年。对于更遥远的星系，这些恒星太过于昏暗而无法精确观测。第二种就是观测已被测出距离的星系中的Ia型超新星。我们可以观测超新星的亮度，因为知道它们的距离，我们可以确定它们实际上有多亮。天文学家发现，Ia型超新星总是有着相同的绝对亮度（这是由于Ia型超新星都是通过相似过程形成的）。
这意味着我们可以把它们作为“标准烛光”。如果我们观测一个遥远星系中的Ia型超新星，我们测量它呈现出的亮度。因为我们知道它的实际亮度，我们就可以计算出星系的距离。因为光源越遥远，它就越暗。因此，我们可以使用这种类型的超新星来测量星系的距离。
因为这些超新星非常明亮，我们可以测量数十亿光年之外的星系。如果没有Ia型超新星，宇宙的规模和结构仍然是一个巨大的谜团。两颗恒星的死亡之舞帮助我们发现宇宙的奥秘。
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