Người ta thường nghĩ rằng các thành phần bề mặt đặc biệt được quan sát thấy trong các ngôi sao có trình tự chính nóng này là do các quá trình xảy ra sau khi ngôi sao hình thành, chẳng hạn như khuếch tán hoặc tác động từ tính ở các lớp ngoài của các ngôi sao. Các quá trình này khiến một số yếu tố, đặc biệt là He, N và O, "giải quyết" trong khí quyển vào các lớp bên dưới, trong khi các yếu tố khác như Mn, Sr, Y và Zrđược "phóng" ra khỏi bên trong bề mặt, dẫn đến đặc thù quang phổ quan sát được. Người ta cho rằng các trung tâm của các ngôi sao và các thành phần khối của toàn bộ ngôi sao có các hỗn hợp dư thừa hóa học bình thường hơn, phản ánh các thành phần của các đám mây khí mà chúng hình thành. Để sự khuếch tán và bay lên như vậy xảy ra và các lớp kết quả vẫn còn nguyên vẹn, bầu khí quyển của một ngôi sao như vậy phải đủ ổn định để đối lưu mà việc trộn đối lưu không xảy ra. Cơ chế đề xuất gây ra sự ổn định này là từ trường lớn bất thường thường được quan sát thấy trong các ngôi sao thuộc loại này.

Khoảng 5-10% các ngôi sao trình tự chính nóng cho thấy đặc thù hóa học. Trong số này, phần lớn là các ngôi sao Ap (hoặc Bp) có từ trường mạnh. Các ngôi sao đặc biệt không có từ tính, hoặc chỉ có từ tính yếu, chủ yếu rơi vào các loại Am hoặc HgMn. Một tỷ lệ nhỏ hơn nhiều cho thấy tính đặc thù mạnh mẽ hơn, chẳng hạn như sự phong phú quá mức của các nguyên tố đỉnh sắt trong stars sao Boötis.