特異星
一般に、特異星の表面に観察される組成は、恒星外層での拡散や磁場の影響等、星形成の後の過程によるものと考えられている。このような過程により、ヘリウム、窒素、酸素等の元素が大気の下層に留められ、マンガン、ストロンチウム、イットリウム、ジルコニウム等の元素が表面に浮上させられることによって、観測のようなスペクトルの特徴を示す。恒星の中心や恒星全体のおおまかな組成は、形成時のガス雲の組成を反映して、通常の恒星とそれほど違うものではないと推測されている。このメカニズムで元素の分離が起きるタイムスケールは太陽程度の質量の恒星では50-100億年と長いが、スペクトル型A・B型の恒星では1000万年程度にまで短くなる。これが特異星が高温の恒星にしか見られない理由の一つである。
A・B型星の多くは高速で自転しており、元素の分離が起きても恒星の自転に起因する乱流によりよく混合されて均質化されるこ。元素の分離と均質化は1.3太陽質量以上の恒星では拮抗状態にあり、自転速度が遅いと特異星が生じる。元素の拡散や上昇が起こってその組成が保持されるためには、特異星の大気は、対流による均質化が起こらない程度に安定であるはずである。このような安定性をもたらすメカニズムとしては、遅い自転速度や非常に大きい磁場が考えられている。