Η μεταλλικότητα είναι ένας όρος που χρησιμοποιείται στην αστρονομία για να αναφέρεται στην αναλογία της ύλης σε ένα αστέρι που αποτελείται από άλλα στοιχεία εκτός από υδρογόνο και ήλιο. Στην αστρονομική γλώσσα, τέτοια στοιχεία (λίθιο, άνθρακας, οξυγόνο) ονομάζονται μέταλλα. Η ποσότητα των μετάλλων σε ένα αστέρι εξαρτάται από το μέγεθός του, την ηλικία του και, κυρίως, από το πόσο από τα ελαφρά στοιχεία του έχει συντηχθεί σε βαρέα στοιχεία για πυρηνικό καύσιμο. Για παράδειγμα, ο Ήλιος, ένα αστέρι της κύριας ακολουθίας με ηλικία περίπου 4.57 δισεκατομμυρίων ετών, έχει μεταλλικότητα περίπου 1.6 τοις εκατό κατά μάζα. Καθώς ο Ήλιος γερνά, η μεταλλικότητά του θα αυξηθεί μέχρι να γίνει αστέρι του Κόκκινου Γίγαντα, να κάψει το υπόλοιπο καύσιμο του και μετά να καθίσει εκεί για το υπόλοιπο της αιωνιότητας ως ένα λαμπερό φλοιό που ονομάζεται λευκός νάνος.
Χάρη στη μαγεία των φασματόμετρων, οι αστρονόμοι μπορούν να αναλύσουν τη χημική σύνθεση των μακρινών αστεριών, ακόμη και ορισμένων αστέρων σε κοντινούς γαλαξίες. Η μεταλλικότητα είναι μια από τις κύριες μεταβλητές που έχουν χρησιμοποιήσει οι αστρονόμοι για να ταξινομήσουν διάφορα αστέρια ως λευκούς νάνους, κόκκινους γίγαντες, αστέρια κύριας ακολουθίας και υπεργίγαντες. Η άλλη μεταβλητή είναι το χρώμα.
Επειδή τα αστέρια λειτουργούν με πυρηνική σύντηξη, η πηγή της ενέργειάς τους προέρχεται από τη σύντηξη ελαφρών ατομικών πυρήνων (υδρογόνο και ήλιο) σε βαρύτερους πυρήνες (άνθρακας). Όσο νεότερο είναι ένα αστέρι, τόσο περισσότερους ελαφρούς πυρήνες έχει και τόσο μικρότερη είναι η μεταλλικότητά του. Τα αστέρια με τη λιγότερη μεταλλικότητα από όλα ήταν υποθετικά αστέρια Πληθυσμού III, τα πρώτα αστέρια που σχηματίστηκαν μετά τη συμπύκνωση της ύλης από τη Μεγάλη Έκρηξη. Αυτά τα αστέρια θα είχαν μεταλλικότητα τόσο χαμηλή όσο 10-8% κατά μάζα.
Όλα τα σύγχρονα αστέρια έχουν σημαντικό βαθμό μεταλλικότητας, κάτι που θα ήταν μυστήριο αν δεν υπήρχε η υπόθεση της προηγούμενης ύπαρξης αστεριών του Πληθυσμού III. Όπως αναφέρθηκε, θα αποτελούνταν σχεδόν εξ ολοκλήρου από ελαφριά στοιχεία. Όντας πολύ μαζικά και αποτελεσματικά στη σύντηξη ελαφρών πυρήνων, αυτά τα αστέρια θα είχαν εκραγεί μετά από λιγότερο από ένα εκατομμύριο χρόνια – μια τυπική διάρκεια ζωής αστεριών είναι 10 δισεκατομμύρια χρόνια – παράγοντας βαριά στοιχεία μέσω της πυρηνοσύνθεσης σουπερνόβα. Στην τεράστια θερμότητα και πίεση μιας έκρηξης σουπερνόβα, ένα ποσοστό των ελαφρών στοιχείων θα είχε συμπιεστεί γρήγορα μαζί σε βαριά στοιχεία.
Αυτοί οι αρχέγονοι σουπερνόβα δημιούργησαν αστέρια του Πληθυσμού II, τα οποία είναι τα αρχαιότερα αστέρια που παρατηρούνται σήμερα. Τα παλαιότερα από αυτά έχουν μεταλλικότητα της τάξης του 10-5%, λιγότερο από το 1/10,000 του Ήλιου. Μερικά από αυτά τα αστέρια είναι περίπου 11 δισεκατομμυρίων ετών, όχι πολύ μεγαλύτερα από το ίδιο το σύμπαν, το οποίο υπολογίζεται σε ηλικία 13.7 δισεκατομμυρίων ετών. Οι αστρονόμοι συνεχίζουν να αναζητούν αστέρια φτωχά σε μέταλλα ως παράθυρο στο πρώιμο σύμπαν.