¿Como se forman las galaxias?, ¿Cómo evolucionan?. Éstas son cuestiones fundamentales que las cartografiados profundos de galaxias a alto desplazamiento al rojo tratan de resolver. Una segunda aproximación es reconstruir la historia de la formación estelar a través de sus poblaciones estelares resueltas. La Historia de formación estelar de una galaxia se puede caracterizar por cuatro funciones: la tasa de formación estelar, la ley de enriquecimiento químico, la función inicial de masas y la fracción de binarias. Las diferencias entre las distintas historias de formación estelar observadas vienen determinadas principalmente por la tasa de formación estelar y la ley de enriquecimiento químico.
La primera de ellas se obtiene a partir de los diagramas color-magnitud, mientras que la ley de enriquecimiento químico se ha caracterizado a partir de la distribución en color de las estrellas en la Rama de Gigantes Rojas, a pesar de la de dificultad que supone la degeneración edad-metalicidad presente en ella. El objetivo principal de este trabajo es romper esta degeneración, obteniendo la metalicidad por un método alternativo. La vía más precisa para medir abundancias químicas es la espectroscopía de alta resolución.
Sin embargo, esta técnica requiere de un tiempo de telescopio desmesurado. La alternativa es la espectroscopía de baja resolución, que junto con los modernos espectroscopios multiobjeto, permite observar un gran número de estrellas en un tiempo razonable.
En las galaxias, únicamente podemos observar espectroscópicamente las estrellas más brillantes, que en muchos casos son las estrellas Gigantes Rojas.
El índice adecuado para medir la metalicidad de estas estrellas es el triplete infrarrojo del Call, que es la característica más relevante en la parte infrarroja de su espectro. La relación entre la anchura equivalente de las líneas del triplete de Call y la metalicidad se ha estudiado principalmente en sistemas viejos y pob