Metallizität ist ein Begriff, der in der Astronomie verwendet wird, um sich auf den Anteil der Materie in einem Stern zu beziehen, der aus anderen Elementen als Wasserstoff und Helium besteht. Im astronomischen Sprachgebrauch werden solche Elemente (Lithium, Kohlenstoff, Sauerstoff) als Metalle bezeichnet. Die Menge an Metallen in einem Stern hängt von seiner Größe, seinem Alter und vor allem davon ab, wie viel seiner leichten Elemente er zu schweren Elementen für Kernbrennstoff verschmolzen hat. Zum Beispiel hat die Sonne, ein Hauptreihenstern mit einem Alter von etwa 4.57 Milliarden Jahren, eine Metallizität von etwa 1.6 Massenprozent. Wenn die Sonne älter wird, nimmt ihre Metallizität zu, bis sie zu einem Roten Riesenstern wird, den Rest ihres Brennstoffs verbrennt und dann für den Rest der Ewigkeit als glühende Hülle, genannt Weißer Zwerg, dort sitzt.
Dank der Magie von Spektrometern können Astronomen die chemische Zusammensetzung weit entfernter Sterne analysieren, sogar einiger Sterne in nahegelegenen Galaxien. Metallizität ist eine der Hauptvariablen, die Astronomen verwendet haben, um verschiedene Sterne als Weiße Zwerge, Rote Riesen, Hauptreihensterne und Überriesen zu klassifizieren. Die andere Variable ist die Farbe.
Da Sterne mit Kernfusion arbeiten, stammt ihre Energie aus der Verschmelzung leichter Atomkerne (Wasserstoff und Helium) zu schwereren Kernen (Kohlenstoff). Je jünger ein Stern ist, desto mehr Lichtkerne hat er und desto geringer ist seine Metallizität. Die Sterne mit der geringsten Metallizität von allen waren hypothetische Sterne der Population III, die ersten Sterne, die sich nach der Verdichtung von Materie aus dem Urknall bildeten. Diese Sterne hätten eine Metallizität von nur 10-8 Masse-% gehabt.
Alle modernen Sterne haben einen signifikanten Grad an Metallizität, was ein Rätsel wäre, wenn nicht die vorherige Existenz von Population III-Sternen postuliert würde. Wie erwähnt, wären sie fast ausschließlich aus leichten Elementen zusammengesetzt gewesen. Da diese Sterne sehr massereich und effizient darin sind, leichte Kerne zu verschmelzen, wären diese Sterne nach weniger als einer Million Jahren explodiert – eine typische Sternenlebensdauer beträgt 10 Milliarden Jahre – und produzierten durch Supernova-Nukleosynthese schwere Elemente. Bei der enormen Hitze und dem Druck einer Supernova-Explosion wäre ein Teil der leichten Elemente schnell zu schweren Elementen zusammengepresst worden.
Diese primordialen Supernovae haben Sterne der Population II hervorgebracht, die die ältesten heute beobachtbaren Sterne sind. Die ältesten von ihnen haben Metallizitäten in der Größenordnung von 10-5%, weniger als 1/10,000 der Sonne. Einige dieser Sterne sind etwa 11 Milliarden Jahre alt, nicht viel älter als das Universum selbst, das auf 13.7 Milliarden Jahre geschätzt wird. Astronomen suchen weiterhin nach metallarmen Sternen als Fenster in das frühe Universum.