Эту особенность сверхновых Ia объясняют особым механизмом их рождения. Они вспыхивают в двойных звездных системах, состоящих из белого карлика и расположенной неподалеку более массивной звезды, обычно красного гиганта. Белый карлик притягивает плазму из атмосферы звезды-соседки и осаждает ее на свою поверхность (этот процесс называется аккрецией). В результате масса карлика постепенно растет и в конце концов приближается к границе, за которой его ядро теряет стабильность. Эта величина, так называемый предел Чандрасекара, составляет примерно 1,4 массы Солнца. По достижении предела Чандрасекара разбухший карлик сжимается под действием тяготения, его сердцевина разогревается, и там начинается цикл термоядерных реакций, которые в конце концов приводят к синтезу радиоактивного изотопа никеля с атомным весом 56. На этой стадии ядро карлика взрывается и рождает облако никеля-56 с примесью других изотопов. Никель-56 переходит в радиоактивный кобальт-56, а тот – в стабильный изотоп железа с тем же атомным весом (сверхновые этого типа как раз и служат космическими «фабриками» железа). В ходе этих реакций генерируется интенсивное гамма-излучение, которое нагревает внешние слои взорвавшейся звезды и заставляет их интенсивно светиться в рентгеновском и видимом диапазоне.

Поскольку массы всех сверхновых типа Ia примерно одинаковы, максимальные значения их яркости мало отличаются друг от друга. Напротив, сверхновые типа II вспыхивают в результате гравитационного коллапса ядер массивных звезд, которые по габаритам могут отличаться друг от друга в несколько раз (средние значения не превышают двадцати солнечных масс). Так что сверхновым этого семейства положено взрываться с разной силой, что на деле и происходит. Однако SN 2006gy в эту группу явно не вписывается ни по спектральным характеристикам, ни по максимуму абсолютной яркости.