La metalicidad es un término utilizado en astronomía para referirse a la proporción de materia en una estrella compuesta por elementos distintos al hidrógeno y el helio. En lenguaje astronómico, estos elementos (litio, carbono, oxígeno) se denominan metales. La cantidad de metales en una estrella depende de su tamaño, edad y, lo que es más importante, de la cantidad de elementos ligeros que se ha fusionado en elementos pesados para obtener combustible nuclear. Por ejemplo, el Sol, una estrella de secuencia principal con una edad de alrededor de 4.57 millones de años, tiene una metalicidad de aproximadamente el 1.6 por ciento en masa. A medida que el Sol envejece, su metalicidad aumentará hasta que se convierta en una estrella gigante roja, queme el resto de su combustible y luego se quede allí por el resto de la eternidad como una cáscara brillante llamada enana blanca.
Gracias a la magia de los espectrómetros, los astrónomos pueden analizar la composición química de estrellas lejanas, incluso algunas estrellas en galaxias cercanas. La metalicidad es una de las variables principales que los astrónomos han utilizado para clasificar varias estrellas como enanas blancas, gigantes rojas, estrellas de secuencia principal y supergigantes. La otra variable es el color.
Debido a que las estrellas operan en fusión nuclear, la fuente de su energía proviene de la fusión de núcleos atómicos ligeros (hidrógeno y helio) en núcleos más pesados (carbono). Cuanto más joven es una estrella, más núcleos ligeros tiene y menor es su metalicidad. Las estrellas con la menor metalicidad de todas fueron estrellas hipotéticas de Población III, las primeras estrellas en formarse después de que la materia se condensara a partir del Big Bang. Estas estrellas habrían tenido una metalicidad tan baja como 10-8% en masa.
Todas las estrellas modernas tienen un grado significativo de metalicidad, lo que sería un misterio si no fuera por la postulación de la existencia previa de estrellas de Población III. Como se mencionó, habrían estado compuestos casi en su totalidad por elementos ligeros. Al ser muy masivas y eficientes para fusionar núcleos ligeros, estas estrellas habrían explotado después de menos de un millón de años (una vida típica de una estrella es de 10 mil millones de años) produciendo elementos pesados a través de la nucleosíntesis de supernovas. En el tremendo calor y la presión de una explosión de supernova, un porcentaje de los elementos ligeros se habrían comprimido rápidamente para formar elementos pesados.
Estas supernovas primordiales dieron lugar a estrellas de Población II, que son las estrellas más antiguas observables en la actualidad. Los más antiguos tienen metalicidades del orden del 10 al 5%, menos de una décima parte de la del Sol. Algunas de estas estrellas tienen alrededor de 1 mil millones de años, no mucho más antiguas que el universo mismo, que se estima en 10,000 mil millones de años. Los astrónomos continúan buscando estrellas pobres en metales como una ventana al universo temprano.