* ionización: El elemento puede estar presente, pero sus electrones están completamente ionizados. Los elementos ionizados no producen las mismas líneas espectrales que sus homólogos neutros. Por ejemplo, una estrella muy caliente podría tener todo su hidrógeno completamente ionizado, lo que significa que no veríamos las líneas de hidrógeno habituales en su espectro.
* baja abundancia: El elemento podría estar presente, pero en tan baja abundancia que sus líneas espectrales son demasiado débiles para detectar. Incluso si hay un elemento presente, podría ser demasiado diluido para producir líneas espectrales notables.
* mezcla de línea: Las líneas espectrales de diferentes elementos pueden superponerse. Una línea de un elemento podría estar oscurecida por una línea más fuerte de otro elemento, lo que dificulta la distinción.
* ampliación de la línea: Las líneas espectrales pueden ampliarse debido a varios factores (como la alta temperatura, la presión o la rotación rápida), lo que hace que sean difíciles de identificar.
En resumen, la ausencia de una línea espectral no implica necesariamente la ausencia del elemento correspondiente. Se necesitan análisis más sofisticados, como considerar la distribución general de la energía espectral y en comparación con los modelos teóricos, para determinar la composición de las estrellas con mayor certeza.
