Cuando una estrella en una binaria llena su lóbulo de Roche (ya sea por estar muy cerca de su compañera o por tener un radio relativamente grande), comienza a perder materia, que fluye hacia su estrella de neutrones compañera. La estrella también puede sufrir una pérdida de masa al superar su luminosidad de Eddington, o a través de fuertes vientos estelares, y parte de este material puede ser atraído gravitatoriamente hacia la estrella de neutrones. En el caso de un periodo orbital corto y una estrella compañera masiva, ambos procesos pueden contribuir a la transferencia de material de la compañera a la estrella de neutrones. En ambos casos, el material que cae procede de las capas superficiales de la estrella compañera y es rico en hidrógeno y helio. La materia fluye desde el donante hacia el acreedor en la intersección de los dos lóbulos de Roche, que es también la ubicación del primer punto de LaGrange, o L1. Debido a la rotación de las dos estrellas alrededor de un centro de gravedad común, el material forma entonces un chorro que viaja hacia el acreedor. Como las estrellas compactas tienen campos gravitatorios elevados, el material cae con gran velocidad y momento angular hacia la estrella de neutrones. Sin embargo, el momento angular le impide unirse inmediatamente a la superficie de la estrella acreedora. Continúa orbitando el acreedor en el plano del eje orbital, colisionando con otro material acreedor en el camino, perdiendo así energía, y formando así un disco de acreción, que también se encuentra en el plano del eje orbital. En una explosión de rayos X, este material se acumula en la superficie de la estrella de neutrones, donde forma una densa capa. Tras unas horas de acumulación y compresión gravitatoria, se inicia la fusión nuclear en esta materia. Esto comienza como un proceso estable, el ciclo CNO caliente, sin embargo, la continua acreción provoca una cáscara degenerada de materia, en la que la temperatura aumenta (más de 1 × 109 kelvin) pero esto no alivia las condiciones termodinámicas. Esto hace que el ciclo triple-α se vea rápidamente favorecido, dando lugar a un flash de He. La energía adicional proporcionada por este destello permite que la combustión del CNO se convierta en un estallido termonuclear. En la fase inicial del estallido se produce el proceso alfa-p, que rápidamente da paso al proceso rp. La nucleosíntesis puede continuar hasta A=100, pero se ha demostrado que termina definitivamente con Te107. En cuestión de segundos, la mayor parte del material acumulado se quema, dando lugar a un brillante destello de rayos X que es observable con telescopios de rayos X (o de rayos gamma). Hendrik Schatz ha estudiado, escrito, explorado y dilucidado claramente estas cuestiones. La teoría sugiere que hay varios regímenes de combustión que causan variaciones en el estallido, como la condición de ignición, la energía liberada y la recurrencia, con los regímenes causados por la composición nuclear, tanto del material acrecido como de las cenizas del estallido. Esto depende sobre todo del contenido de hidrógeno, helio o carbono. La ignición de carbono también puede ser la causa de las extremadamente raras «superestallidos».

El comportamiento de los estallidos de rayos X es similar al de las novas recurrentes. En ese caso el objeto compacto es una enana blanca que acumula hidrógeno que finalmente sufre una combustión explosiva.