La métallicité est un terme utilisé en astronomie pour désigner la proportion de matière dans une étoile constituée d’éléments autres que l’hydrogène et l’hélium. Dans le jargon astronomique, ces éléments (lithium, carbone, oxygène) sont appelés métaux. La quantité de métaux dans une étoile dépend de sa taille, de son âge et, surtout, de la quantité d’éléments légers qu’elle a fusionnés en éléments lourds pour le combustible nucléaire. Par exemple, le Soleil, une étoile de la séquence principale âgée d’environ 4.57 milliards d’années, a une métallicité d’environ 1.6 % en masse. Au fur et à mesure que le Soleil vieillit, sa métallicité augmentera jusqu’à ce qu’il devienne une étoile géante rouge, brûle le reste de son carburant, puis reste là pour le reste de l’éternité comme une enveloppe rougeoyante appelée naine blanche.
Grâce à la magie des spectromètres, les astronomes peuvent analyser la composition chimique des étoiles lointaines, voire de certaines étoiles des galaxies proches. La métallicité est l’une des principales variables utilisées par les astronomes pour classer diverses étoiles en naines blanches, géantes rouges, étoiles de la séquence principale et supergéantes. L’autre variable est la couleur.
Parce que les étoiles fonctionnent sur la fusion nucléaire, la source de leur énergie provient de la fusion de noyaux atomiques légers (hydrogène et hélium) en noyaux plus lourds (carbone). Plus une étoile est jeune, plus elle a de noyaux légers et moins sa métallicité est. Les étoiles avec le moins de métallicité de toutes étaient des étoiles hypothétiques de Population III, les premières étoiles à se former après la condensation de la matière issue du Big Bang. Ces étoiles auraient eu une métallicité aussi faible que 10-8% en masse.
Toutes les étoiles modernes ont un degré significatif de métallicité, ce qui serait un mystère sans la postulation de l’existence antérieure d’étoiles de la population III. Comme mentionné, ils auraient été composés presque entièrement d’éléments légers. Étant très massives et efficaces pour fusionner des noyaux légers, ces étoiles auraient explosé après moins d’un million d’années – une durée de vie typique d’une étoile est de 10 milliards d’années – produisant des éléments lourds par nucléosynthèse de supernova. Dans la chaleur et la pression énormes d’une explosion de supernova, un pourcentage des éléments légers aurait rapidement été comprimé en éléments lourds.
Ces supernovae primordiales ont donné naissance aux étoiles de la population II, qui sont les étoiles les plus anciennes observables aujourd’hui. Les plus anciennes d’entre elles ont des métallicités de l’ordre de 10 à 5 %, soit moins de 1/10,000 11e de celle du Soleil. Certaines de ces étoiles ont environ 13.7 milliards d’années, à peine plus que l’univers lui-même, dont l’âge est estimé à XNUMX milliards d’années. Les astronomes continuent de rechercher des étoiles pauvres en métal comme fenêtre sur l’univers primitif.