В таких условиях становится возможной эффективная аккреция. Её скорость определяется, в первую очередь, относительной скоростью движения звезды и газа: при медленном движении захват вещества идёт значительно быстрее. Моделирование показало, что для «медленно уходящих» звёзд темпы аккреции достигают 10-14–10-9 масс Солнца в год, чего достаточно для заметного изменения химического состава атмосферы.

Быстро движущиеся «беглые» звёзды, напротив, почти не накапливают вещество: их темпы аккреции снижаются до 10-12–10-10 масс Солнца в год. При этом часть объектов с умеренными скоростями со временем возвращается в центральные области скопления уже с изменённым спектром.

Важным ограничением остаётся излучение массивных звёзд. В плотных скоплениях ультрафиолетовый фон может превышать уровень обычной межзвёздной среды в 100 – 1000 раз, что приводит к разрушению газовых дисков менее чем за 1 млн лет. В менее массивных системах излучение слабее, и диски могут сохраняться до 5 – 10 млн лет — достаточно долго для завершения аккреции. Дополнительным временным пределом является возраст около 40 млн лет, после которого окружающая среда обогащается железом из-за взрывов сверхновых типа Ia.

Авторы также рассмотрели двойные системы с различным химическим составом компонентов, такие как HD 87304 и CD-33 6615B. Ранее такие объекты считались проблемой для аккреционной модели. Однако расчёты показали, что широкие двойные системы могут формироваться на поздних стадиях распада скоплений, когда звёзды захватывают друг друга уже после приобретения аномального состава.

Работа показывает, что временный уход звёзд класса A за границы скоплений является реалистичным механизмом формирования феномена λ Boötis. При этом сохраняется противоречие между необходимыми темпами аккреции порядка 10-14 масс Солнца в год и наблюдениями белых карликов, для которых верхний предел составляет около 10-17. Это указывает на различия в физике поглощения вещества на разных стадиях эволюции звёзд и подчёркивает необходимость дальнейших исследований.