Wenn ein Doppelstern seinen Roche-Lappen ausfüllt (entweder weil er seinem Begleiter sehr nahe ist oder einen relativ großen Radius hat), beginnt er Materie zu verlieren, die zu seinem Neutronensternbegleiter strömt. Der Stern kann auch durch Überschreiten seiner Eddington-Leuchtkraft oder durch starke Sternwinde Masse verlieren, und ein Teil dieser Materie kann durch die Gravitation des Neutronensterns angezogen werden. Im Falle einer kurzen Umlaufzeit und eines massereichen Partnersterns können beide Prozesse zum Transfer von Material vom Begleiter zum Neutronenstern beitragen. In beiden Fällen stammt das fallende Material aus den Oberflächenschichten des Partnersterns und ist reich an Wasserstoff und Helium. Die Materie strömt vom Donor in den Akkretor am Schnittpunkt der beiden Roche-Lappen, wo sich auch der erste LaGrange-Punkt (L1) befindet. Aufgrund der Rotation der beiden Sterne um einen gemeinsamen Schwerpunkt bildet die Materie dann einen Strahl, der sich in Richtung des Akkretors bewegt. Da kompakte Sterne hohe Gravitationsfelder haben, fällt das Material mit hoher Geschwindigkeit und hohem Drehimpuls auf den Neutronenstern. Der Drehimpuls verhindert jedoch, dass das Material sofort auf die Oberfläche des akkretierenden Sterns trifft. Es umkreist den Akkretor weiterhin in der Ebene der Orbitalachse, kollidiert dabei mit anderem akkretierenden Material, verliert dabei Energie und bildet eine Akkretionsscheibe, die ebenfalls in der Ebene der Orbitalachse liegt. In einem Röntgenburstern akkretiert dieses Material auf der Oberfläche des Neutronensterns, wo es eine dichte Schicht bildet. Nach nur wenigen Stunden der Anhäufung und der Gravitationskompression beginnt in dieser Materie die Kernfusion. Dies ist zunächst ein stabiler Prozess, der heiße CNO-Zyklus, doch führt die fortgesetzte Akkretion zu einer entarteten Materieschale, in der die Temperatur ansteigt (über 1 × 109 Kelvin), was jedoch die thermodynamischen Bedingungen nicht verbessert. Dies führt dazu, dass der Triple-α-Zyklus schnell begünstigt wird, was zu einem He-Blitz führt. Die zusätzliche Energie, die dieser Blitz liefert, ermöglicht es dem CNO-Brennen, in einen thermonuklearen Runaway auszubrechen. In der frühen Phase des Ausbruchs findet der alpha-p-Prozess statt, der schnell in den rp-Prozess übergeht. Die Nukleosynthese kann bis zu A=100 fortschreiten, aber es wurde gezeigt, dass sie bei Te107 endgültig endet. Innerhalb von Sekunden ist der größte Teil des akkretierten Materials verbrannt und erzeugt einen hellen Röntgenblitz, der mit Röntgen- (oder Gammastrahlen-) Teleskopen beobachtet werden kann. Hendrik Schatz hat sich intensiv mit diesen Fragen beschäftigt, darüber geschrieben, sie erforscht und aufgeklärt. Die Theorie legt nahe, dass es mehrere Brennregime gibt, die zu Variationen im Ausbruch führen, z. B. in Bezug auf die Zündbedingungen, die freigesetzte Energie und die Wiederholung, wobei die Regime durch die Kernzusammensetzung sowohl des akkretierten Materials als auch der Ausbruchsasche verursacht werden. Diese hängt hauptsächlich vom Wasserstoff-, Helium- oder Kohlenstoffgehalt ab. Die Zündung von Kohlenstoff kann auch die Ursache für die extrem seltenen „Superbursts“ sein.

Das Verhalten von Röntgenbursts ähnelt dem Verhalten von wiederkehrenden Novae. In diesem Fall ist das kompakte Objekt ein Weißer Zwerg, der Wasserstoff akkretiert, der schließlich explosiv verbrennt.