En astrofísica se llama "metales" a todos los elementos químicos más pesados que el helio, en una convención cómoda pero que choca con la nomenclatura química. La metalicidad cuantifica la abundancia de estos elementos en una estrella o un gas, normalmente expresada como [Fe/H] = log(N_Fe/N_H)_estrella − log(N_Fe/N_H)_Sol. El Sol fija el cero por convención.
La metalicidad es un fósil químico: indica qué generaciones estelares previas enriquecieron el medio que dio lugar a la estrella. Las estrellas más viejas (población II del halo, cúmulos globulares) tienen [Fe/H] de −1 a −3, formadas cuando el universo aún era pobre en metales. Las del disco (población I, como el Sol) tienen metalicidad solar o superior. Las estrellas hipotéticas de población III, primigenias y libres de metales, no se han observado todavía.