Au premier ordre, les abondances relatives des éléments les plus lourds en fer (par exemple) sont constantes. Ainsi, le contenu métallique d'une étoile est un raccourci pour le contenu de tout élément plus lourd que He. (NB: nous savons maintenant que ce n'est pas vrai dans de nombreuses circonstances et les éléments peuvent être regroupés par processus de synthèse - par exemple, nous pouvons parler d '"éléments alpha" - O, Mg, Si etc. produits par capture de particules alpha; ou processus s éléments - Ba, Sr etc. produits par le processus s. Nous savons que le rapport de O / Fe par exemple augmente dans les étoiles plus "pauvres en métaux", mais Ba / Fe devient plus petit. Donc, parler d'une seule "métallicité" Le paramètre ne vous amène que jusqu'à présent, et la vérité est plus complexe (et intéressante).
Le point suivant est pourquoi ils sont appelés «métaux» plutôt qu'un autre terme comme «lourds» ou quelque chose. Je suppose que cela tient à un peu d'histoire et au fait que les analyses d'abondance initiales dans les étoiles ont été (et sont toujours dans l'ensemble) effectuées dans la partie visible du spectre (par exemple au début du 19e siècle par Hyde Woolaston et Fraunhofer ). Les éléments les plus abondants, plus lourds que lui, ne sont en fait pas des métaux; ce sont l'oxygène, le carbone, l'azote et le néon. Cependant, les signatures de ces éléments ne sont pas du tout évidentes dans les spectres visibles de (la plupart) des étoiles. Alors que les signatures (lignes d'absorption) d'éléments comme Fe, Na, Mg, Ni etc., qui sont décidément des métaux, sont souvent très importantes.
Ainsi, il y a une raison et une histoire derrière le nom "métaux". C'est qu'en dehors de l'hydrogène et de l'hélium, les éléments métalliques ont les caractéristiques les plus importantes dans le spectre optique des étoiles, tandis que dans la plupart des étoiles, les signatures des non-métaux les plus abondants sont difficiles à voir.