* 이온화 : 요소는 존재할 수 있지만 전자는 완전히 이온화되어 있습니다. 이온화 된 요소는 중립 상대와 동일한 스펙트럼 라인을 생성하지 않습니다. 예를 들어, 매우 뜨거운 별은 모든 수소가 완전히 이온화 될 수 있습니다. 즉, 우리는 스펙트럼에서 일반적인 수소 선을 보지 못할 것입니다.
* 낮은 풍부함 : 요소는 존재할 수 있지만, 그 풍부하게는 스펙트럼 라인이 너무 희미 해져서 검출하기에는 너무 희미하다. 요소가 존재하더라도 눈에 띄는 스펙트럼 라인을 생성하기에는 너무 희석 될 수 있습니다.
* 라인 블렌딩 : 다른 요소의 스펙트럼 라인은 겹칠 수 있습니다. 한 요소의 선은 다른 요소의 더 강한 선으로 가려져 구별하기가 어려울 수 있습니다.
* 라인 브로드닝 : 스펙트럼 라인은 다양한 요인 (고온, 압력 또는 빠른 회전)으로 인해 넓어 질 수있어 식별하기가 어려워집니다.
요약하면, 스펙트럼 라인의 부재가 반드시 해당 요소의 부재를 암시하는 것은 아닙니다. 전체 스펙트럼 에너지 분포를 고려하고 이론적 모델과 비교하는 것과 같은보다 정교한 분석은 확실하게 별의 구성을 결정하기 위해 필요합니다.
