Metallisuus on termi, jota käytetään tähtitieteessä viittaamaan aineen osuuteen tähdessä, joka koostuu muista elementeistä kuin vedystä ja heliumista. Tähtitieteellisessä kielessä tällaisia alkuaineita (litium, hiili, happi) kutsutaan metalleiksi. Metallien määrä tähdessä riippuu sen koosta, iästä ja ennen kaikkea siitä, kuinka suuri osa sen kevyistä elementeistä on sulautunut raskaiksi ydinpolttoaine -elementeiksi. Esimerkiksi Auringon, tärkeimmän sekvenssitähden, jonka ikä on noin 4.57 miljardia vuotta, metallisuus on noin 1.6 painoprosenttia. Auringon ikääntyessä sen metallisuus kasvaa, kunnes siitä tulee Punainen jättiläinen tähti, polttaa loput polttoaineestaan ja istuu siellä ikuisuuden ajan hehkuvaksi kuoreksi, jota kutsutaan valkoiseksi kääpiöksi.
Spektrometrien taikuuden ansiosta tähtitieteilijät voivat analysoida kaukana olevien tähtien, jopa joidenkin läheisten galaksien tähtien, kemiallisen koostumuksen. Metallisuus on yksi tärkeimmistä muuttujista, joita tähtitieteilijät ovat käyttäneet luokittelemaan eri tähtiä valkoisiksi kääpiöiksi, punaisiksi jättiläisiksi, pääjärjestyksen tähdiksi ja superjätteiksi. Toinen muuttuja on väri.
Koska tähdet toimivat ydinfuusiolla, niiden energian lähde tulee yhdistämällä kevyet atomiytimet (vety ja helium) raskaampiin ytimiin (hiili). Mitä nuorempi tähti on, sitä enemmän sillä on kevyitä ytimiä ja sitä vähemmän sen metallisuutta. Tähdet, joilla oli vähiten metallisuutta, olivat hypoteettisia Population III -tähtiä, ensimmäisiä tähtiä, jotka syntyivät alkuräjähdyksen jälkeen tiivistyneen aineen jälkeen. Näiden tähtien metallisuus olisi ollut jopa 10-8 painoprosenttia.
Kaikilla nykyaikaisilla tähdillä on merkittävä metallisuus, mikä olisi mysteeri, ellei väite III väestön aikaisemmasta olemassaolosta. Kuten mainittiin, ne koostuisivat melkein kokonaan kevyistä elementeistä. Nämä tähdet olisivat erittäin massiivisia ja tehokkaita sulautettaessa yhteen kevyitä ytimiä, ja ne olisivat räjähtäneet alle miljoonan vuoden kuluttua – tyypillinen tähtien käyttöikä on 10 miljardia vuotta – tuottamalla raskaita elementtejä supernovan nukleosynteesin avulla. Supernovaräjähdyksen valtavassa kuumuudessa ja paineessa prosenttiosuus kevyistä elementeistä olisi nopeasti puristettu yhteen raskaiksi elementeiksi.
Nämä alkukantaiset supernovat synnyttivät Population II -tähtiä, jotka ovat vanhimpia nykyään havaittavia tähtiä. Vanhimpien metalliosuus on suuruusluokkaa 10–5%, alle 1/10,000 11. Auringosta. Jotkut näistä tähdistä ovat noin 13.7 miljardia vuotta vanhoja, eivät paljon vanhempia kuin itse maailmankaikkeus, jonka arvioidaan olevan XNUMX miljardin vuoden ikäinen. Tähtitieteilijät etsivät edelleen metallin köyhiä tähtiä ikkunana varhaiseen maailmankaikkeuteen.