化学元素がどこでつくられ、銀河系の中にどのように分布し、銀河系の進化とともに組成がどのように変化してきたかに興味をもっています。それらを明らかにするために、金属欠乏星と呼ばれるヘリウムより重い元素の組成が低い星々の化学組成を、主に星の分光観測によって調べています。金属欠乏星は宇宙で銀河ができはじめて間もないころに生まれた星々で、その表面大気の化学組成は星をつくったガスの組成を反映していると考えられています。観測される化学組成を、超新星爆発などによる元素合成の理論計算と比べることで、その星が生まれた当時の元素合成過程や星形成史に何らかの制限をつけたいと考えています。