Röntgendubbelsterren zijn systemen waarin twee sterren om een gezamenlijk zwaartepunt bewegen (zoals alle dubbelsterren), maar waarin één van beide sterren een neutronenster of een zwart gat is. Dit compacte object trekt materiaal van de begeleidende 'normale' ster weg in een proces dat we accretie noemen.

Het geaccreteerde materiaal (dat van de begeleider naar het compacte object stroomt) heeft draai-impulsmoment en kan dus niet rechtstreeks op de neutronenster of het zwarte gat vallen, maar zal een 'accretieschijf' vormen. Door wrijving in de accretieschijf spiraleert het materiaal naar het compactere object toe. Tijdens dit proces wordt het gas door de vrijkomende potentiële energie verhit tot miljoenen graden Celcius en gaat het röntgenstraling uitzenden, vandaar de naam röntgendubbelster.

Röntgendubbelsterren zijn onderverdeeld in een verschillende klassen:
Het verschil tussen 'hoge-massa-' en 'lage-massaröntgendubbelsterren’ ligt in de massa van de 'normale' begeleider. Met 'lage-massa' wordt bedoeld dat de massa van de normale ster kleiner is dan de massa van de zon. Zwart gat- en neutronensterröntgendubbelsterren worden onderscheiden door onze kennis over het compacte object. De aard van het compacte object is echter over het algemeen moeilijk te bepalen. Voor enkele tientallen systemen weten we dat het compacte object een neutronenster is omdat we röntgenpulsaties detecteren op de rotatieperiode van de neutronenster. Slechts voor een klein aantal zijn we er vrij zeker van dat het compacte object een zwart gat is.

Het laatste verschil in gedrag van röntgendubbelsterren is de constantheid van de röntgenstraling. Sommige systemen, zoals Cygnus X-1, zien we al sinds de ontdekking drie decennia geleden met een ongeveer gelijke röntgenhelderheid. Andere systemen vertonen enorme uitbarstingen, waardoor we ze ontdekken, blijven vervolgens een paar maanden zichtbaar en verdwijnen dan weer. Een klein aantal ('recurrent transients') zien we iedere paar jaar uitbarsten.