Gdy gwiazda w układzie podwójnym wypełnia swój płat Roche’a (albo z powodu bycia bardzo blisko swojego towarzysza, albo mając stosunkowo duży promień), zaczyna tracić materię, która płynie w kierunku jej towarzysza gwiazdy neutronowej. Gwiazda może również tracić masę przez przekroczenie swojej jasności Eddingtona lub przez silne wiatry gwiazdowe, a część tej materii może zostać przyciągnięta grawitacyjnie do gwiazdy neutronowej. W przypadku krótkiego okresu orbitalnego i masywnej gwiazdy partnerskiej, oba te procesy mogą przyczynić się do transferu materii z towarzysza do gwiazdy neutronowej. W obu przypadkach, opadająca materia pochodzi z warstw powierzchniowych gwiazdy partnerskiej i jest bogata w wodór i hel. Materia przepływa z dawcy do akreatora w miejscu przecięcia dwóch płatów Roche’a, które jest jednocześnie miejscem pierwszego punktu LaGrange’a, czyli L1. Ze względu na rotację obu gwiazd wokół wspólnego środka ciężkości, materia formuje się w strumień zmierzający do akreatora. Ponieważ gwiazdy zwarte mają wysokie pola grawitacyjne, materia opada z dużą prędkością i momentem pędu w kierunku gwiazdy neutronowej. Jednak moment pędu nie pozwala jej natychmiast dołączyć do powierzchni akreującej gwiazdy. Nadal okrąża ona akretor w płaszczyźnie osi orbitalnej, zderzając się po drodze z inną materią akrecyjną, tracąc w ten sposób energię i tworząc dysk akrecyjny, który również leży w płaszczyźnie osi orbitalnej. W rentgenowskim wybuchowcu materiał ten akumuluje się na powierzchni gwiazdy neutronowej, gdzie tworzy gęstą warstwę. Po zaledwie kilku godzinach akumulacji i kompresji grawitacyjnej, w materii tej rozpoczyna się fuzja jądrowa. Rozpoczyna się ona jako stabilny proces, gorący cykl CNO, jednak dalsza akrecja powoduje powstanie zdegenerowanej powłoki materii, w której temperatura wzrasta (powyżej 1 × 109 kelwinów), ale nie łagodzi to warunków termodynamicznych. Powoduje to, że cykl potrójny-α szybko staje się faworyzowany, co skutkuje błyskiem He. Dodatkowa energia dostarczona przez ten błysk pozwala spalaniu CNO przerodzić się w rozpad termojądrowy. We wczesnej fazie wybuchu zachodzi proces alfa-p, który szybko ustępuje procesowi rp. Nukleosynteza może postępować aż do A=100, ale wykazano, że kończy się definitywnie na Te107. W ciągu kilku sekund większość akrecji zostaje spalona, dając jasny błysk rentgenowski, który można obserwować za pomocą teleskopów rentgenowskich (lub Gamma). Hendrik Schatz dokładnie zbadał, opisał, zbadał i wyjaśnił te zagadnienia. Teoria sugeruje, że istnieje kilka reżimów spalania, które powodują zmiany w wybuchu, takie jak warunki zapłonu, uwolniona energia i powtarzalność, przy czym reżimy są spowodowane składem jądrowym, zarówno materiału akrecyjnego, jak i popiołów z wybuchu. Zależy to głównie od zawartości wodoru, helu lub węgla. Zapłon węglowy może być również przyczyną niezwykle rzadkich „superburstów”.

Zachowanie rentgenowskich bursterów jest podobne do zachowania nowel rekurencyjnych. W tym przypadku zwarty obiekt jest białym karłem, który gromadzi wodór, który w końcu ulega wybuchowemu spaleniu.

Zachowanie bursterów rentgenowskich jest podobne do zachowania nowel rekurencyjnych.