Sterne haben ungefähr dieselbe elementare Zusammensetzung wie die Erde.

Astronomen können die chemische Zusammensetzung eines Sterns untersuchen, indem sie sein Licht in ein Spektrum zerlegen.

Dunkle und helle Linien erscheinen bei bestimmten Wellenlängen, weil Atome und Ionen nur bestimmte Lichtenergien aufnehmen oder abgeben. Frühe Sternspektren zeigten erkennbare Linien von Eisen, Calcium, Natrium, Wasserstoff und vielen anderen Elementen, die auch auf der Erde vorkommen.

Es lag nahe anzunehmen, dass besonders starke Linien besonders häufige Elemente anzeigen und Sterne deshalb ungefähr dieselbe Stoffmischung wie die Erde besitzen.

Cecilia Payne zeigte, warum dieser Schluss nicht funktioniert.

In ihrer Dissertation von 1925 wandte sie die neue Physik der Ionisation auf Sternatmosphären an. Die Temperatur bestimmt, wie viele Elektronen ein Atom verloren hat und welche Energiezustände besetzt sind. Dadurch verändert sich wiederum stark, welche Spektrallinien kräftig oder schwach erscheinen.

Eine schwache Linie kann daher von einem sehr häufigen Element stammen, dessen Atome gerade im „falschen“ Zustand sind. Umgekehrt kann ein weniger häufiges Element eine auffällige Linie erzeugen, wenn die Bedingungen dafür günstig sind.

Unter Berücksichtigung von Temperatur und Ionisation erwiesen sich Wasserstoff und Helium als mit Abstand häufigste Bestandteile gewöhnlicher Sterne.

Schwere Elemente bleiben dennoch wissenschaftlich wichtig. Ihre geringeren Anteile unterscheiden sich zwischen Sternen und bewahren Informationen über frühere Generationen stellarer Entwicklung und Nukleosynthese. Geändert hat sich die Vorstellung, ein Sternspektrum lasse sich direkt wie eine Häufigkeitsliste mit erdähnlicher Zusammensetzung lesen.