Metallicitet är en term som används inom astronomi för att hänvisa till andelen materia i en stjärna gjord av andra element än väte och helium. I astronomiskt språkbruk kallas sådana grundämnen (litium, kol, syre) metaller. Mängden metaller i en stjärna beror på dess storlek, ålder och viktigast av allt, hur mycket av dess lätta grundämnen den har smält samman till tunga grundämnen för kärnbränsle. Solen, en huvudsekvensstjärna med en ålder på cirka 4.57 miljarder år, har till exempel en metallicitet på cirka 1.6 viktprocent. När solen blir äldre kommer dess metallicitet att öka tills den blir en röd jättestjärna, förbränner resten av sitt bränsle och sedan sitter där för resten av evigheten som ett glödande skal som kallas en vit dvärg.
Tack vare spektrometrarnas magi kan astronomer analysera den kemiska sammansättningen av avlägsna stjärnor, till och med vissa stjärnor i närliggande galaxer. Metallicitet är en av de primära variablerna som astronomer har använt för att klassificera olika stjärnor som vita dvärgar, röda jättar, huvudsekvensstjärnor och superjättar. Den andra variabeln är färg.
Eftersom stjärnor verkar på kärnfusion kommer källan till deras energi från att smälta samman lätta atomkärnor (väte och helium) till tyngre kärnor (kol). Ju yngre en stjärna är, desto fler lätta kärnor har den, och desto mindre är dess metallicitet. Stjärnorna med minst metallicitet av alla var hypotetiska Population III-stjärnor, de första stjärnorna som bildades efter att materia kondenserades ur Big Bang. Dessa stjärnor skulle ha haft en metallicitet så låg som 10-8 viktprocent.
Alla moderna stjärnor har en betydande grad av metallicitet, vilket skulle vara ett mysterium om inte förutsatt att Population III-stjärnorna tidigare fanns. Som nämnts skulle de ha bestått nästan uteslutande av lätta element. Eftersom de är mycket massiva och effektiva på att smälta samman lätta kärnor, skulle dessa stjärnor ha exploderat efter mindre än en miljon år – en typisk stjärnlivslängd är 10 miljarder år – och producera tunga grundämnen genom supernovanukleosyntes. I den enorma värmen och trycket från en supernovaexplosion skulle en procentandel av de lätta elementen snabbt ha pressats ihop till tunga element.
Dessa primordiala supernovor gav upphov till Population II-stjärnor, som är de äldsta stjärnorna som kan observeras idag. De äldsta av dessa har metalliciteter i storleksordningen 10-5 %, mindre än 1/10,000 11 av solens. Vissa av dessa stjärnor är cirka 13.7 miljarder år gamla, inte mycket äldre än själva universum, som uppskattas till XNUMX miljarder år gamla. Astronomer fortsätter att leta efter metallfattiga stjärnor som ett fönster in i det tidiga universum.