金属量
[ F e / H ] = log  ( F e / H ) s t a r ( F e / H ) S u n = log  ( F e / H ) s t a r − log  ( F e / H ) S u n {\displaystyle {\rm {[Fe/H]}}=\log {\frac {({\rm {Fe/H}})_{\rm {star}}}{({\rm {Fe/H}})_{\rm {Sun}}}}=\log({\rm {Fe/H}})_{\rm {star}}-\log({\rm {Fe/H}})_{\rm {Sun}}}
となる。よって太陽と金属量が同じ星では [Fe/H] = 0 であり、[Fe/H] = +1 の星は金属量が太陽の10倍であることを意味する。太陽のような若い種族Iの星は、宇宙全体の重元素が少ない時代に作られた老齢の種族IIの星に比べて金属量がかなり大きい。種族IIIと呼ばれる宇宙で最初に生まれた恒星は、もし存在するとすれば [Fe/H] が -6.0 以下である(すなわち、鉄の含有量が太陽の100万分の1以下である)と見積もられている。2006年現在、種族IIIの恒星は発見されていない。
我々の銀河系の中では、金属量は銀河中心部でより高く、銀河系の辺縁部へ向かうにつれて減少する。この金属量の勾配は銀河中心部の恒星の密度に原因がある。銀河中心部にはより多くの恒星が存在するため、結果的に銀河系の寿命全体にわたってより多くの重元素が星間物質に還元され、新たな星として再び誕生しているためである。同様のしくみによって、大きな銀河は小さな銀河に比べてより高い金属量を示す傾向にある。銀河系の周囲を回る二つの小さな不規則銀河であるマゼラン雲の場合、大マゼラン雲の金属量は銀河系の約40%で、小マゼラン雲の金属量は銀河系の約10%である。