Уже с 1940-х годов, т.е. с первых лет существования КрАО, в обсерватории начались исследования химического состава звезд. В 1970-х годах, следуя мировой тенденции, мы перешли в таких исследованиях от метода кривых роста к более точной методике, основанной на применении моделей звездных атмосфер. Исследовался химический состав звезд спектральных классов от В до К включая химически пекулярные звезды и двойные системы. К тому времени была разработана в общих чертах современная теория эволюции звезд, что позволило интерпретировать получаемые результаты с эволюционной точки зрения. Наиболее детально изучались в КрАО эволюционные изменения химического состава у ранних звезд класса В, т.е. звезд с эффективными температурами T eff между 15000 и 30000 К и с массами М между 4 и 20 М ๏ . В ядрах таких звезд на стадии главной последовательности (ГП) идут термоядерные реакции CNO-цикла, и продукты этих реакций, как было показано нами, появляются в звездных атмосферах. Это свидетельствовало о том, что на стадии ГП существует перемешивание между недрами звезд и их поверхностными слоями. Согласно современным теоретическим моделям, причиной перемешивания на ГП может быть вращение звезд. Чтобы иметь надежную основу для сравнения с теорией, нами были проанализированы спектры высокого разрешения более 100 ранних В-звезд, полученные на двух обсерваториях – КрАО и Мак Дональд (США). Основное внимание уделялось элементам CNO-цикла, то есть He, C, N и O. Анализ линий гелия привел к выводу, что содержание гелия Не/Н в атмосферах звезд увеличивается с относительным возрастом t/t MS , где t – возраст и t MS – время жизни звезды данной массы на ГП. При этом наблюдаемое повышение Не/Н в течение стадии ГП, как и предсказывает теория, сильно зависит от массы звезды и от ее скорости вращения. Сравнение с данными других авторов, полученными для более массивных звезд класса О, показало, что и О-звезды и ранние В-звезды в течение первой половины жизни на ГП, то есть при 0.0 ≤ t/t MS < 0.5, показывают низкое (исходное) содержание гелия Не/Н ≈ 0.10, в то время как у звезд с 0.6 ≤ t/t MS ≤ 1.0 преобладает повышенное содержание вплоть до значений Не/Н = 0.2 – 0.3. Ранее очень похожая зависимость Не/Н от t/t MS была получена для В-звезд, входящих в тесные двойные системы. Среди элементов С, N и О особенно заметный эволюционный эффект найден для азота. Как и в случае гелия, этот эффект ярче всего выражен у наиболее массивных В-звезд ( М = 12 – 19 М ๏ ). Если содержание Не в их атмосферах в конце стадии ГП может оказаться повышенным в 2-3 раза, то содержание N –  в 6 раз относительно исходного значения. Согласно теоретическим моделям, такое повышение содержаний Не и N к концу фазы ГП достигается при скоростях вращения 300 – 400 км/с. Отмечено, что в КрАО начато исследование звезд тех же масс М = 4 – 20 М ๏ на следующей стадии эволюции, когда ранние В-звезды ГП становятся сверхгигантами классов А, F и G.