* ionizzazione: L'elemento potrebbe essere presente, ma i suoi elettroni sono completamente ionizzati. Gli elementi ionizzati non producono le stesse linee spettrali delle loro controparti neutre. Ad esempio, una stella molto calda potrebbe avere tutto il suo idrogeno completamente ionizzato, il che significa che non vedremmo le solite linee di idrogeno nel suo spettro.
* Bassa abbondanza: L'elemento potrebbe essere presente, ma in così bassa abbondanza che le sue linee spettrali sono troppo deboli per essere rilevate. Anche se è presente un elemento, potrebbe essere troppo diluito per produrre linee spettrali evidenti.
* Flending line: Le linee spettrali di diversi elementi possono sovrapporsi. Una linea di un elemento potrebbe essere oscurata da una linea più forte da un altro elemento, rendendo difficile distinguere.
* Ampliamento della linea: Le linee spettrali potrebbero essere ampliate a causa di vari fattori (come alta temperatura, pressione o rotazione rapida), rendendole difficili da identificare.
In sintesi, l'assenza di una linea spettrale non implica necessariamente l'assenza dell'elemento corrispondente. Sono necessarie analisi più sofisticate, come considerare la distribuzione complessiva dell'energia spettrale e il confronto con i modelli teorici, per determinare la composizione delle stelle con maggiore certezza.
