Când o stea dintr-o binară își umple lobul Roche (fie din cauza faptului că este foarte aproape de companionul său, fie că are o rază relativ mare), începe să piardă materie, care se îndreaptă spre companionul său, o stea neutronică. Steaua poate suferi, de asemenea, pierderi de masă prin depășirea luminozității sale Eddington sau prin vânturi stelare puternice, iar o parte din această materie poate fi atrasă gravitațional de steaua neutronică. În cazul unei perioade orbitale scurte și al unei stele partenere masive, ambele procese pot contribui la transferul de materie de la companion la steaua neutronică. În ambele cazuri, materialul care cade provine din straturile de suprafață ale stelei partenere și este bogat în hidrogen și heliu. Materia se scurge de la donator în acretor la intersecția celor doi lobi Roche, care este, de asemenea, locația primului punct LaGrange, sau L1. Din cauza rotației celor două stele în jurul unui centru de gravitație comun, materia formează apoi un jet care se deplasează spre acretor. Deoarece stelele compacte au câmpuri gravitaționale mari, materialul cade cu o viteză și un moment unghiular mare spre steaua neutronică. Cu toate acestea, momentul unghiular îl împiedică să se alăture imediat suprafeței stelei de acreție. Materialul continuă să orbiteze în jurul acritorului în planul axei orbitale, ciocnindu-se cu alt material de acreție pe parcurs, pierzând astfel energie și formând astfel un disc de acreție, care se află, de asemenea, în planul axei orbitale. În cazul unei explozii de raze X, acest material se acumulează pe suprafața stelei neutronice, unde formează un strat dens. După doar câteva ore de acumulare și compresie gravitațională, în această materie începe fuziunea nucleară. Aceasta începe ca un proces stabil, ciclul fierbinte CNO, însă acumularea continuă provoacă o coajă degenerată de materie, în care temperatura crește (mai mult de 1 × 109 kelvin), dar acest lucru nu ameliorează condițiile termodinamice. Acest lucru face ca ciclul triplu-α să devină rapid favorizat, ceea ce duce la un flash de He. Energia suplimentară furnizată de acest flash permite ca arderea CNO să izbucnească într-un runaway termonuclear. În faza timpurie a exploziei se află procesul alfa-p, care cedează rapid locul procesului rp. Nucleosinteza poate continua până la A=100, dar s-a demonstrat că se termină definitiv cu Te107. În câteva secunde, cea mai mare parte a materialului acumulat este ars, alimentând un flash luminos de raze X care poate fi observat cu telescoape cu raze X (sau cu raze Gamma). Hendrik Schatz a studiat, scris, explorat și elucidat în mod clar aceste aspecte. Teoria sugerează că există mai multe regimuri de ardere care cauzează variații în explozie, cum ar fi condiția de aprindere, energia eliberată și recurența, regimurile fiind cauzate de compoziția nucleară, atât a materialului acumulat, cât și a cenușii exploziei. Aceasta depinde în principal de conținutul de hidrogen, heliu sau carbon. Aprinderea carbonului poate fi, de asemenea, cauza „super exploziilor” extrem de rare.

Comportamentul exploziilor cu raze X este similar cu cel al novae-urilor recurente. În acest caz, obiectul compact este o pitică albă care acumulează hidrogen care în cele din urmă suferă o ardere explozivă.