Als een ster in een dubbelster zijn Roche-lob vult (doordat hij heel dicht bij zijn begeleider staat of een relatief grote straal heeft), begint hij materie te verliezen, die naar zijn neutronenster- begeleider stroomt. De ster kan ook massa verliezen doordat hij zijn Eddington-lichtkracht overschrijdt, of door sterke stellaire winden, en een deel van deze materie kan gravitationeel aangetrokken worden tot de neutronenster. In het geval van een korte omlooptijd en een massieve partnerster kunnen deze beide processen bijdragen aan de overdracht van materiaal van de begeleider naar de neutronenster. In beide gevallen is de vallende materie afkomstig van de oppervlaktelagen van de partnerster en is rijk aan waterstof en helium. De materie stroomt van de donor naar de accretor op het snijpunt van de twee Roche-lobben, waar zich ook het eerste LaGrangepunt bevindt, ofwel L1. Door de rotatie van de twee sterren rond een gemeenschappelijk zwaartepunt vormt de materie vervolgens een straal die in de richting van de accretor beweegt. Omdat compacte sterren hoge zwaartekrachtsvelden hebben, valt het materiaal met een hoge snelheid en een groot impulsmoment in de richting van de neutronenster. Het impulsmoment voorkomt echter dat het materiaal zich onmiddellijk bij het oppervlak van de accretorster voegt. Het blijft in het vlak van de baanas om de accretor draaien, botst onderweg tegen ander accretiemateriaal, verliest daarbij energie en vormt zo een accretieschijf, die ook in het vlak van de baanas ligt. In een röntgenburster komt dit materiaal op het oppervlak van de neutronenster terecht, waar het een dichte laag vormt. Na luttele uren van accumulatie en zwaartekrachtcompressie begint in deze materie de kernfusie. Dit begint als een stabiel proces, de hete CNO-cyclus, maar voortdurende aangroei veroorzaakt een gedegenereerde schil van materie, waarin de temperatuur stijgt (meer dan 1 × 109 kelvin), maar dit verlicht de thermodynamische omstandigheden niet. Hierdoor wordt de triple-α cyclus snel bevoordeeld, wat resulteert in een He-flits. De extra energie die door deze flits wordt geleverd, maakt het mogelijk dat de CNO-verbranding uitbarst in een thermonucleaire runaway. In de vroege fase van de uitbarsting bevindt zich het alfa-p-proces, dat snel overgaat in het rp-proces. De nucleosynthese kan doorgaan tot A=100, maar er is aangetoond dat deze definitief eindigt bij Te107. Binnen enkele seconden is het meeste materiaal verbrand, waardoor een heldere röntgenflits ontstaat die waarneembaar is met röntgen- (of gammastraal-) telescopen. Hendrik Schatz heeft deze zaken duidelijk bestudeerd, beschreven, onderzocht en opgehelderd. Theorie suggereert dat er verschillende verbrandingsregimes zijn die variaties in de uitbarsting veroorzaken, zoals ontstekingstoestand, energie die vrijkomt, en herhaling, waarbij de regimes worden veroorzaakt door de nucleaire samenstelling, zowel van het geaccresseerde materiaal als van de uitbarstingsas. Dit is meestal afhankelijk van ofwel het waterstof-, ofwel het helium-, ofwel het koolstofgehalte. Koolstofontsteking kan ook de oorzaak zijn van de uiterst zeldzame “superbursts”.

Het gedrag van röntgenbursters is vergelijkbaar met het gedrag van terugkerende novae. In dat geval is het compacte object een witte dwerg die waterstof aangroeit dat uiteindelijk explosief verbrandt.