Quando una stella in una binaria riempie il suo lobo di Roche (o perché è molto vicina alla sua compagna o perché ha un raggio relativamente grande), comincia a perdere materia, che scorre verso la sua compagna di neutroni. La stella può anche subire una perdita di massa superando la sua luminosità di Eddington, o attraverso forti venti stellari, e parte di questo materiale può essere attratto gravitazionalmente dalla stella di neutroni. Nella circostanza di un breve periodo orbitale e di una stella partner massiccia, entrambi questi processi possono contribuire al trasferimento di materiale dalla compagna alla stella di neutroni. In entrambi i casi, il materiale in caduta proviene dagli strati superficiali della stella compagna ed è ricco di idrogeno ed elio. La materia fluisce dal donatore nell’accretatore all’intersezione dei due lobi di Roche, che è anche la posizione del primo punto di LaGrange, o L1. A causa della rotazione delle due stelle attorno ad un centro di gravità comune, la materia forma un getto che viaggia verso l’accretatore. Poiché le stelle compatte hanno campi gravitazionali elevati, il materiale cade con un’alta velocità e momento angolare verso la stella di neutroni. Tuttavia, il momento angolare gli impedisce di unirsi immediatamente alla superficie della stella accretatrice. Continua ad orbitare intorno all’accretatore nel piano dell’asse orbitale, scontrandosi con altro materiale di accrescimento durante il percorso, perdendo così energia, e formando così un disco di accrescimento, che giace anch’esso sul piano dell’asse orbitale. In un burster a raggi X, questo materiale si accumula sulla superficie della stella di neutroni, dove forma uno strato denso. Dopo poche ore di accumulo e di compressione gravitazionale, la fusione nucleare inizia in questa materia. Questo inizia come un processo stabile, il ciclo CNO caldo, tuttavia, l’accrescimento continuo provoca un guscio degenerato di materia, in cui la temperatura aumenta (maggiore di 1 × 109 kelvin) ma questo non allevia le condizioni termodinamiche. Questo fa sì che il ciclo triplo-α diventi rapidamente favorito, dando luogo ad un flash di He. L’energia aggiuntiva fornita da questo flash permette alla combustione del CNO di scoppiare in una fuga termonucleare. Nella fase iniziale del burst c’è il processo alfa-p, che cede rapidamente al processo rp. La nucleosintesi può procedere fino ad A=100, ma è stato dimostrato che termina definitivamente con Te107. In pochi secondi la maggior parte del materiale accresciuto viene bruciato, alimentando un luminoso flash di raggi X che è osservabile con telescopi a raggi X (o raggi gamma). Hendrik Schatz ha chiaramente studiato, scritto, esplorato e chiarito questi problemi. La teoria suggerisce che ci sono diversi regimi di combustione che causano variazioni nel burst, come la condizione di accensione, l’energia rilasciata e la ricorrenza, con i regimi causati dalla composizione nucleare, sia del materiale accretato che delle ceneri del burst. Questo dipende principalmente dal contenuto di idrogeno, elio o carbonio. L’accensione del carbonio può anche essere la causa dei rarissimi “superburst”.

Il comportamento dei burster a raggi X è simile a quello delle novae ricorrenti. In questo caso l’oggetto compatto è una nana bianca che accresce l’idrogeno che alla fine subisce una combustione esplosiva.