金属量是天文学和物理宇宙学中的一个术语，它是指恒星之内除了氢和氦元素之外，其他的化学元素所占的比例（这个术语不同于一般所认知的“金属”，因为在宇宙中氢和氦的组成量占了压倒性的大数量，天文学家将所有更重的元素都视为金属。）。例如，碳化合物含量较多的星云被称为“富金属”，但在其他的场合都不会将碳当成金属。
一个天体的金属量也许可以提供年龄的讯息。当宇宙刚形成时，依据大爆炸的理论，它几乎完全都是氢原子，经由太初核合成，创造出相当大比例的氦和微量迹证的锂。最初的恒星，被认为是第三星族星，完全不含任何金属。这些恒星的质量是难以置信的巨大，因此在短促的恒星演化中经由核聚变创造出周期表内比铁轻的元素，然后经由壮观的超新星将元素散布在宇宙中。虽然，它们存在于主流的宇宙起源模型，但直至2007年，仍未发现第三星族星。下一代的恒星于第一代恒星死亡释出的物质中创造出来，被观测到最老的恒星，被认为是第二星族星，有非常少量的金属；后续世代出生的恒星，因由先前世代的富含金属的尘埃中创生出来，金属含量越来越丰富。而当这些恒星死亡时，它们会将更丰富的金属，经由行星状星云或超新星散布到外面的云气中，让新诞生的恒星有更丰富的金属。最年轻的恒星，包括我们的太阳，含有的金属最丰富的恒星，被认为是第一星族星。
横跨银河系，金属量在银心是最高的，并向外逐渐递减。在群星之间的金属量梯度随恒星的密度变化：在星系的中心有最多的恒星，随着时间的过去，有越来越多的金属回到星际物质内，并且成为新恒星的原料。由相似的机制，较大的星系相较于较小的星系，也会有较高的金属量。在两个环绕着银河系的小不规则星系，麦哲伦云的例子中，大麦哲伦星系的金属量是银河系的40%，小麦哲伦星系的金属量是银河系的10%。
一般来说，恒星光谱中的铁线很容易被辨认与测量。同时，铁也是核聚变反应所能产生的最重元素。基于这两个原因，天文学家常利用铁与氢的比来作为金属丰度的指标。太阳的金属丰度大约是质量的1.6%。其它的恒星，金属丰度常用“”表示，其值为恒星铁氢比： 必须是除了氢和氦之外，所有的元素都远低于富金属天体中的相对数量，即使在大爆炸之后的137亿年，金属成分在宇宙整体化学元素中的百分比仍然是微量的。然而，贫金属天体依然是比较原始的，这些天体是在宇宙较早的时间里就形成的。它们通常出现在接近星系中心的核球，中间的第二星族星；还有星系晕的星晕第二星族星，是更老的恒星，也更缺乏金属。球状星团也包含大量的第二星族星。一般也相信第二星族星创造了 周期表中，除了不稳定的，所有其它的元素。
科学家已经使用几种不同的探测方法，包括Timothy C. Beers 等人的HK物镜棱镜探测和Norbert Christlieb等人的汉堡-ESO的观测，瞄准了一些最老的恒星，和亮度微弱的原始的类星体。至今，它们已经仔细的观察了大约十个金属量非常贫乏的恒星，像是CS22892-052、CS31082-001、BD +17° 3248、而已知最老的恒星是HE0107-5240、HE1327-2326、HE1523-0901。
第三星族星或是无金属星是假设中的星族，是在早期宇宙中应该形成的极端重和热，并且不含金属的恒星。它们未曾被直接观测到，但是经由宇宙中非常遥远的引力透镜星系找到间接的证据。它们也被认为是暗蓝星系的成员。它们的存在是基于大爆炸不可能创造重元素，而在观测到的类星体发射光谱，特别是暗蓝星系中重元素又确实存在的事实。它也被认为是这些恒星触发了再电离周期。
目前的理论并没有区分出第一颗恒星是否非常巨大。一种经由计算机模拟证实的恒星形成理论，大爆炸没有产生任何的重元素，但很容易产生质量远比现存的恒星更大的恒星。第三星族星的典型质量是数百个太阳质量，远大于现存的恒星。分析贫金属量的第二星族星，被认为包含了第三星族星所创造的金属，这些没有金属的恒星质量在10至100倍的太阳质量；这也足以解释为何未能观察到不含金属的恒星。但这些理论的验证则要等到NASA的詹姆斯·韦伯望远镜发射之后。新的光谱仪巡天，像是SEGUE或SDSS-II，也可能找到第三族星。
今天，能形成的质量最大恒星是150倍太阳质量；质量更大的原恒星在最初的核反应开始之际将喷发出部分的质量。在没有足够的碳、氧或氮的恒星核心，不管怎样CNO循环都无法进行，且直接进行质子-质子链反应的核聚变反应速率不足以产生足够的能量支撑如此大的庞然巨物。因此恒星将因无法对抗引力坍缩而很快的自我毁灭，最终结果是未经过发光的过程就直接坍缩成为黑洞。这也是天文学家认为第三族星特别奥秘的原因 － 所有的理由都认为它们应该存在，但却必须经由类星体的观测才能解释。
上述的看法应该是没有继续考虑下去的结果。由于p-p链反应的速度太慢，不足以对抗引力收缩，第一代恒星的核心将继续收缩并最终触发3氦过程。3氦过程在1亿K的高温下才能稳定进行，虽然存在第一步反应很不稳定的弊端（质量数为8的8Be核极不稳定，2.6×10-16秒就再分裂回4He），但在足够的密度下，整体的两步反应还是能够进行的并产生稳定的12C核。由于3氦过程的反应速度和产能正比于温度的30次方、密度的立方，远远强于p-p反应仅为温度的4次方和密度的1次方，它能够顶住引力收缩。接着12C核逐步累积并最终有足够的丰度维持C-N-O循环。从此，第一代恒星就开始其短暂的主序星阶段——稳定的发光数十万年。
如果这些恒星能够适当的形成，它们的寿命也很短 － 必定短于一百万年。由于现在这种恒星已经不再形成，要观察这种恒星就必须在极端遥远的可见宇宙的边界搜寻，(因为来自极端遥远的星光需要很长的时间才能抵达地球，观察遥远的天体就有如在"回溯时光"。) 而在如此遥远的距离上要解析出恒星，即使对詹姆斯·韦伯望远镜也是件艰钜的任务。