* ionisation: L'élément peut être présent, mais ses électrons sont complètement ionisés. Les éléments ionisés ne produisent pas les mêmes lignes spectrales que leurs homologues neutres. Par exemple, une étoile très chaude pourrait avoir tout son hydrogène complètement ionisé, ce qui signifie que nous ne verrions pas les lignes d'hydrogène habituelles dans son spectre.
* Basse abondance: L'élément peut être présent, mais en si faible abondance que ses lignes spectrales sont trop faibles pour détecter. Même si un élément est présent, il pourrait être trop dilué pour produire des lignes spectrales notables.
* Mélange de ligne: Les lignes spectrales de différents éléments peuvent se chevaucher. Une ligne d'un élément peut être masquée par une ligne plus forte d'un autre élément, ce qui rend difficile la distinction.
* élargissement de la ligne: Les lignes spectrales peuvent être élargies en raison de divers facteurs (comme une température, une pression ou une rotation rapide), ce qui les rend difficiles à identifier.
En résumé, l'absence d'une ligne spectrale n'implique pas nécessairement l'absence de l'élément correspondant. Des analyses plus sophistiquées, telles que considérer la distribution globale de l'énergie spectrale et la comparaison avec des modèles théoriques, sont nécessaires pour déterminer la composition des étoiles avec une plus grande certitude.
