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| - [[파일:A_Swarm_of_Ancient_Stars_-_GPN-2000-000930.jpg|thumb|300px|right|구상 성단 M80. 구상 성단에 있는 별들은 대부분 중원소 함량이 적은, 항성종족 II이다.]] 천문학과 우주론에서, 한 천체의 중원소 함량(重元素含量)은 수소와 헬륨을 제외한 화학 원소로 만들어진 물질의 비율을 뜻한다. 이 용어는 보통 화학에서 사용하는 금속과는 다른 의미이다. 우주를 구성하는 원소는 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있기 때문에, 천문학자들은 이 두 원소를 제외한 나머지를 '금속'이라고 부른다. 분광형 K나 M 항성 상층 대기처럼 상대적으로 온도가 낮은 부분이나, 혹은 가장 강한 화학 결합을 제외하고는, 항성과 같이 극도로 뜨거운 환경에서는 금속 결합이 거의 불가능하다. 따라서 천문학에서 일컫는 '금속'은 화학에서 다루는 통상적인 금속과는 관련이 거의 없다. 예를 들면 탄소, 질소, 산소, 네온은 통상 화학 분야에서는 비금속으로 취급하지만, 상기 성분들이 많이 포함되어 있는 성운을 천문학에서는 '금속이 풍부한 성운'이라고 부른다.
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| - [[파일:A_Swarm_of_Ancient_Stars_-_GPN-2000-000930.jpg|thumb|300px|right|구상 성단 M80. 구상 성단에 있는 별들은 대부분 중원소 함량이 적은, 항성종족 II이다.]] 천문학과 우주론에서, 한 천체의 중원소 함량(重元素含量)은 수소와 헬륨을 제외한 화학 원소로 만들어진 물질의 비율을 뜻한다. 이 용어는 보통 화학에서 사용하는 금속과는 다른 의미이다. 우주를 구성하는 원소는 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있기 때문에, 천문학자들은 이 두 원소를 제외한 나머지를 '금속'이라고 부른다. 분광형 K나 M 항성 상층 대기처럼 상대적으로 온도가 낮은 부분이나, 혹은 가장 강한 화학 결합을 제외하고는, 항성과 같이 극도로 뜨거운 환경에서는 금속 결합이 거의 불가능하다. 따라서 천문학에서 일컫는 '금속'은 화학에서 다루는 통상적인 금속과는 관련이 거의 없다. 예를 들면 탄소, 질소, 산소, 네온은 통상 화학 분야에서는 비금속으로 취급하지만, 상기 성분들이 많이 포함되어 있는 성운을 천문학에서는 '금속이 풍부한 성운'이라고 부른다. 한 천체의 중원소 함량은 그 천체의 나이를 알 수 있는 척도가 된다. 빅뱅 이론에 따르면 우주가 처음 탄생했을 때는 수소가 우주 구성 원소의 대부분이었고, 빅뱅 핵합성을 통해 상당한 양의 헬륨이 생겨났으며, 기타 매우 적은 양의 리튬과 베릴륨도 발생했다. 여기서 태어난, 항성종족 III으로 불리는 최초의 별들은 중원소가 거의 없었다.(천문학에서는 헬륨보다 무거운 원소들을 중원소 또는 금속이라고 부른다.) 이 별들은 믿기지 않을 정도로 질량이 컸으며, 수명을 다하면서 핵합성 작용을 통해 주기율표의 26개 원소(철까지)를 만들어 냈다. 이들은 초신성 폭발로 일생을 마치면서(항성종족 III을 목격한 사례는 없으나, 초신성에서 중원소가 만들어진다는 점을 고려한 예측이다) 무거운 원소들을 우주 공간에 방출했다. 항성종족 III은 2007년 기준으로 아직 발견되지 않았으나, 빅뱅 이론 모형을 통하여 이들이 존재했으리라고 추측하고 있다. 종족 III이 죽은 뒤 태어난 별들은 선조가 뿌린 원소들 속에서 태어났다. 지금 관측되고 있는 가장 늙은 별들은 항성종족 II라고도 불리는, 종족 III의 자손들로 이들의 중원소 함량은 매우 작다. 항성이 대를 이을수록 그들이 태어난 가스 구름이 선조가 만든 중원소가 풍부한 우주먼지를 많이 포함하고 있기 때문에, 후대 항성들 내부의 금속량은 증가한다. 이들은 다시 죽음을 맞으면서 행성상 성운, 초신성 폭발의 형태로 금속이 풍부한 물질을 성간 매질에 공급하기 때문에, 이후 태어나는 별들은 더 많은 중원소를 갖게 된다. 이렇게 태어난 가장 젊은 별들(태양도 포함되어 있다)은 금속 함유량이 더 높으며, 이들을 항성종족 I로 부른다. 우리 은하 내에서 중원소 함량은 은하 중심에서 가장 높고, 바깥쪽으로 갈수록 낮아진다. 이처럼 중원소 함량이 점진적으로 변하는 것은 은하 중심부에 있는 별들의 밀도에 기인한다. 은하 중심부에는 별이 주변보다 더 많고 시간이 흐르면서 중원소들이 성간 매질로 다시 반환되고 새로운 별로 뭉치는 빈도가 외곽보다 높다. 비슷한 원리로 거대한 은하는 작은 은하보다 중원소 함량이 높은 경향이 있다. 마젤란 은하(우리 은하를 공전하며, 두 개의 불규칙 은하로 이루어져 있음)의 경우, 대마젤란 은하는 우리 은하 중원소 함량의 40퍼센트 정도이며, 소마젤란 은하는 10퍼센트 정도이다.
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