Metallicità è un termine usato in astronomia per riferirsi alla proporzione di materia in una stella composta da elementi diversi dall’idrogeno e dall’elio. Nel gergo astronomico, tali elementi (litio, carbonio, ossigeno) sono chiamati metalli. La quantità di metalli in una stella dipende dalle sue dimensioni, dall’età e, soprattutto, da quanti dei suoi elementi leggeri ha fuso in elementi pesanti per il combustibile nucleare. Ad esempio, il Sole, una stella della sequenza principale con un’età di circa 4.57 miliardi di anni, ha una metallicità di circa l’1.6% in massa. Man mano che il Sole invecchia, la sua metallicità aumenterà fino a diventare una stella gigante rossa, brucerà il resto del suo carburante, quindi siederà lì per il resto dell’eternità come un guscio luminoso chiamato nana bianca.
Grazie alla magia degli spettrometri, gli astronomi possono analizzare la composizione chimica di stelle lontane, anche di alcune stelle nelle galassie vicine. La metallicità è una delle variabili primarie che gli astronomi hanno usato per classificare varie stelle come nane bianche, giganti rosse, stelle di sequenza principale e supergiganti. L’altra variabile è il colore.
Poiché le stelle operano sulla fusione nucleare, la fonte della loro energia deriva dalla fusione di nuclei atomici leggeri (idrogeno ed elio) in nuclei più pesanti (carbonio). Più una stella è giovane, più nuclei leggeri ha e minore è la sua metallicità. Le stelle con la minor metallicità di tutte erano ipotetiche stelle di Popolazione III, le prime stelle a formarsi dopo che la materia si è condensata dal Big Bang. Queste stelle avrebbero avuto una metallicità del 10-8% in massa.
Tutte le stelle moderne hanno un grado significativo di metallicità, il che sarebbe un mistero se non fosse per il postulato dell’esistenza precedente di stelle di Popolazione III. Come detto, sarebbero stati composti quasi interamente da elementi leggeri. Essendo molto massicce ed efficienti nel fondere insieme nuclei leggeri, queste stelle sarebbero esplose dopo meno di un milione di anni – una vita tipica di una stella è di 10 miliardi di anni – producendo elementi pesanti attraverso la nucleosintesi di supernova. Nel tremendo calore e pressione di un’esplosione di supernova, una percentuale degli elementi leggeri sarebbe stata rapidamente schiacciata insieme in elementi pesanti.
Queste supernove primordiali hanno dato origine alle stelle di Popolazione II, che sono le stelle più antiche osservabili oggi. I più vecchi di questi hanno metallicità dell’ordine del 10-5%, meno di 1/10,000 di quella del Sole. Alcune di queste stelle hanno circa 11 miliardi di anni, non molto più antiche dell’universo stesso, che si stima abbia 13.7 miliardi di anni. Gli astronomi continuano a cercare stelle povere di metalli come una finestra sull’universo primordiale.