I) Modelo do binário de estrelas.
Neste modelo, a estrela é considerada como sendo na realidade um sistema binário com um disco circum-binário. A estrela secundária na sua órbita em torno da estrela principal vai arrancando matéria ao disco circum-binário, catalisando-a para a estrela principal. O choque da matéria na estrela principal é responsável pela emissão da CE da risca de He I. Foi imposto ao binário um período de 2.77 dias para obter o período observado nas RAF. O mesmo período ocorre nas riscas de He I (tanto em termos de largura equivalente como velocidade radial). A diferença de fase observada é conseguida fazendo variar o ângulo de incidência da queda da matéria na estrela principal relativamente à radiação radial. Esse efeito é conseguido pela estrela secundária que altera a trajectória da matéria até atingir a estrela principal numa trajectória espiralada, conseguindo-se com os parâmetros de entrada correctos o ângulo de incidência pretendido. Neste caso é possível introduzir uma diferença de fase, tanto na largura equivalente (associado à quantidade de energia observada) como na velocidade radial da queda.
O melhor ajuste foi conseguido tomando para massa da estrela secundária 0.04 - 0.05 Msol e uma excentricidade de órbita bastante pequena (entre 8 a 10 Rsol). Isso significa que o binário é espectroscópico e que não é possível resolvê-lo com o telescópio. Na realidade a dimensão da órbita é de tal maneira pequena que este seria o binário mais próximo conhecido até hoje.
II) Estrela simples com acreção magnetosférica
Neste modelo é suposto que a estrela possui um disco circum-estelar e um intenso campo magnético dipolar, que se encontra desalinhado com o eixo de rotação da estrela. O campo magnético é o responsável pelo rasgar do disco circum-estelar, nao permitindo que este atinja a estrela. A matéria do disco é canalizado para a estrela pelas linhas de campo. Como o eixo de rotação está desalinhado relativamente ao campo magnético, observa-se uma mancha quente na estrela em rotação. O período de rotação da estrela foi tomado como sendo aproximadamente 5.4 dias, o que significa que para se obter o período de 2.77 dias são necessárias duas regiões activas. A figura 2 representa uma simulação do descrito anteriormente.
Fig. Modelo da estrela com duas manchas quentes com emissão cromosférica associadas à base das colunas de acreção.Existem duas zonas activas, mais quentes devido à acreção de matéria ao longo das linhas do campo magnético que rodam juntamente com a estrela. A zona mais quente é a responsável pelas riscas de emissão, o que explica o deslocamento das riscas de absorção para o lado contrário ao das de emissão. Do mesmo modo, vemos que quando a mancha quente aparece, a risca de emissão apresenta maior velocidade radial e a sua largura equivalente é muito pequena. Quando a mancha se encontra na direcção do observador, a velocidade radial é nula mas a largura equivalente é máxima pois a projecção da mancha visível é maior.