Al momento della loro formazione, le stelle sono composte prevalentemente da idrogeno ed elio, con una piccola percentuale di elementi più pesanti, detti metalli; tra di essi vi sono però alcuni elementi, come l’ossigeno e il carbonio, che dal punto di vista chimico non sono realmente dei metalli. La quantità di tali elementi nell’atmosfera stellare è detta metallicità ed è definita come il logaritmo decimale della quantità di elementi pesanti, soprattutto il ferro (Fe), rispetto all’idrogeno (H), diminuita del logaritmo decimale della metallicità del Sole: così, se la metallicità della stella presa in esame è pari a quella solare, il risultato sarà pari a zero.
Ad esempio, un valore del logaritmo pari a 0,07 equivale a un tasso reale di metallicità di 1,17, il che significa che l’astro è più ricco di metalli rispetto alla nostra stella del 17%; tuttavia il margine d’errore della misura rimane alto. Le stelle più antiche sono costituite da idrogeno, elio ed una frazione molto piccola di metalli.
Nelle stelle più giovani la percentuale di metalli sale, mentre l’idrogeno ed elio hanno percentuali variabili. Queste differenze sono dovute al fatto che le nubi molecolari, da cui le stelle si originano, sono arricchite dagli elementi pesanti diffusi dalle esplosioni delle supernovae.
La determinazione della composizione chimica di una stella può essere utilizzata per determinare la sua età. La frazione di elementi più pesanti dell’elio è misurata sulla base delle quantità di ferro contenute nell’atmosfera stellare, dato che il ferro è un elemento abbastanza comune e le sue linee di assorbimento sono piuttosto facili da identificare. La quantità degli elementi pesanti è indice della probabile presenza di un sistema planetario in orbita attorno alla stella.La stella col minor contenuto di ferro mai misurato è la nana HE1327-2326, con appena un duecentomillesimo del contenuto ferroso del Sole.
La stella µ Leonis è ricchissima in “metalli”, con una metallicità circa il doppio di quella del Sole, mentre 14 Herculis, attorno alla quale orbita un pianeta (14 Herculis b), ha una metallicità tre volte superiore. Alcune stelle, dette stelle peculiari, mostrano nel proprio spettro abbondanza di metalli, specialmente cromo e lantanidi. La metallicità influenza inoltre la durata della sequenza principale, l’intensità del campo magnetico e del vento stellare. Le vecchie stelle hanno una metallicità minore delle stelle più giovani, poiché le nubi molecolari da cui si sono formate queste ultime possedevano una maggiore quantità di metalli.
