När en stjärna i en dubbelstjärna fyller sin Roche-lob (antingen på grund av att den är mycket nära sin följeslagare eller att den har en relativt stor radie) börjar den förlora materia, som strömmar mot sin neutronstjärneföljeslagare. Stjärnan kan också genomgå massaförlust genom att överskrida sin Eddingtonljusstyrka eller genom starka stjärnvindar, och en del av detta material kan dras gravitationellt till neutronstjärnan. Om det finns en kort omloppstid och en massiv partnerstjärna kan båda dessa processer bidra till överföringen av material från följeslagaren till neutronstjärnan. I båda fallen har det fallande materialet sitt ursprung i partnerstjärnans ytskikt och är rikt på väte och helium. Materian strömmar från donatorn in i ackretorn i skärningspunkten mellan de två Roche Lobes, som också är platsen för den första LaGrange-punkten, eller L1. På grund av de två stjärnornas rotation runt en gemensam tyngdpunkt bildar materialet sedan en stråle som rör sig mot ackretorn. Eftersom kompakta stjärnor har höga gravitationsfält faller materialet med hög hastighet och vinkelmoment mot neutronstjärnan. Vinkelmomentet hindrar det dock från att omedelbart ansluta sig till den ackreterande stjärnans yta. Det fortsätter att kretsa kring ackretorn i banaxelns plan, kolliderar med annat ackreterande material på vägen, förlorar därigenom energi och bildar på så sätt en ackretionsskiva, som också ligger i banaxelns plan. I en röntgenstrålkastare ackumuleras detta material till neutronstjärnans yta, där det bildar ett tätt skikt. Efter bara några timmars ackumulering och gravitationskompression startar kärnfusionen i denna materia. Detta börjar som en stabil process, den heta CNO-cykeln, men fortsatt ackretion orsakar ett degenererat skal av materia, där temperaturen stiger (mer än 1 × 109 kelvin) men detta lindrar inte de termodynamiska förhållandena. Detta gör att trippel-α-cykeln snabbt blir gynnad, vilket resulterar i en He-blixt. Den extra energi som denna blixt ger gör att CNO-förbränningen kan bryta ut i termonukleär runaway. I den tidiga fasen av utbrottet finns alfa-p-processen, som snabbt övergår till rp-processen. Nukleosyntesen kan fortsätta så högt som A=100, men det har visats att den slutar definitivt med Te107. Inom några sekunder förbränns det mesta av det ackreterade materialet, vilket ger upphov till en ljus röntgenblixt som kan observeras med röntgen- (eller gammastråle-) teleskop. Hendrik Schatz har tydligt studerat, skrivit om, utforskat och belyst dessa frågor. Teorin tyder på att det finns flera förbränningsregimer som orsakar variationer i utbrottet, såsom tändningstillstånd, frigjord energi och återkomst, med regimerna orsakade av kärnsammansättningen, både av det ackreterade materialet och av askan från utbrottet. Denna är främst beroende av antingen vätgas-, helium- eller kolinnehållet. Koltändning kan också vara orsaken till de extremt sällsynta ”superbursts”.

Röntgenbursters beteende liknar beteendet hos återkommande novae. I det fallet är det kompakta objektet en vit dvärg som ackumulerar väte som slutligen genomgår en explosiv förbränning.