等価幅
計算機が進歩し、膨大な数値計算が実行可能になった時代にあっては、理論的な恒星大気モデルから計算によってスペクトル合成を行い、観測されたスペクトルと直接比較することで化学組成を決める手法が主流で、等価幅の測定から化学組成を決める古典的手法は、研究現場の実際として使われることがまれになったが、大気モデルが確立していないような恒星については、使用され続けている。また、系外銀河において吸収線の等価幅は、銀河を構成する恒星の種族について洞察する手掛かりであり、銀河内で最近あった大規模星形成や、銀河の進化について調べる前段階として重要である。
その他、おうし座T型星(TTSs)の観測では、古典的TTSsと弱輝線TTSsを分類するのに、水素のHα輝線の等価幅が指標とされる。また、活発な星形成を起こしていたり、活動銀河核を持つ銀河の候補となる、連続光スペクトルに対し輝線成分が相対的に強い輝線銀河の選り分けにも、輝線の等価幅が用いられる。中でもライマンα輝線銀河(LAEs)では、Lyα輝線の等価幅が、銀河における星形成の初期質量関数や金属量の効果的な指標として、よく使われている。