No tiene en cuenta dos hechos importantes.
La primera es que las estrellas, hacia el final de su vida, devuelven al medio interestelar (ISM) gran parte de su masa inicial, pero ahora enriquecida con elementos pesados producidos por reacciones nucleares dentro de las propias estrellas.
De este modo, las estrellas más jóvenes que se forman a partir del ISM comienzan su vida con una mayor fracción de elementos pesados que las estrellas viejas, que se formaron antes, cuando el ISM estaba menos enriquecido que en la actualidad.
La mayoría de las estrellas devuelven mucho material al ISM, con la única excepción de las estrellas de muy baja masa. Esto ocurre de diferentes maneras, dependiendo de la masa de la estrella.
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Estrellas más pesadas que $8 M_\odot$ (es decir, ocho veces el Sol) primero pierden masa a través de potentes vientos (en los casos más extremos, las llamadas variables Mira, una estrella pesada puede arrojar el 90% de su masa), y luego con explosiones SN.
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Estrellas más ligeras que $8 M_\odot$ no experimentan explosiones de SN, y sufren menores tasas de pérdida de masa, pero siguen perdiendo mucha masa.
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Las estrellas con una masa similar a la del Sol también pierden masa, en vientos mucho menos potentes o en la llamada fase de nebulosa planetaria, en su camino a convertirse en una pequeña enana blanca. Las eyecciones PN son ricas en CNO, como demuestran los fantásticos colores de su entorno.
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Por último, las estrellas bastante más ligeras que el Sol desprenden poca o ninguna masa.
Hay que tener en cuenta que todos estos episodios de pérdida de masa se producen cuando la estrella es vieja, es decir cuando la mayor parte del material ha pasado por una etapa de combustión nuclear (H-> He) o quizás incluso más (He-> C,N,O, CNO-> Fe,Mn,Mg,...), de modo que el material devuelto a la fase gaseosa (el ISM) es mucho más rico en elementos pesados que aquel a partir del cual se formó la estrella.
Hay una segundo hecho a tener en cuenta. Dado que las estrellas grandes queman el combustible nuclear mucho más rápido que las estrellas de baja masa (existe una ley aproximada $L \propto M^4$ relacionando la luminosidad con la masa estelar), las estrellas grandes viven muy poco, unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de baja masa formadas poco después del big bang siguen aquí. Por tanto, cuando se habla de estrellas PopII, éstas son viejas: se formaron hace mucho tiempo (de 12 a 7 mil millones de años en nuestra Galaxia); en cambio, las estrellas PopI tienen una edad intermedia (como el Sol, de 4,5 GYr de antigüedad) o muy joven (¡incluso hace sólo 1 millón de años!).
Lo que esto significa es que, con las estrellas PopII estás viendo estrellas que queman combustible nuclear muy lentamente, y se formaron cuando el ISM aún no se había enriquecido por el reciclaje de material estelar. En cambio, las estrellas PopI son estrellas que se formaron recientemente, a partir de un ISM enriquecido, y que llevan a la superficie los productos de su propia combustión nuclear. Ambos efectos hacen que las estrellas PopI sean mucho más ricas en elementos pesados que las PopII.
