Ahli astronomi menggunakan beberapa kaedah yang berbeza untuk menghuraikan dan mengira kelimpahan logam, bergantung kepada alat yang ada dan objek tumpuan. Sesetengah kaedah termasuk menentukan pecahan jisim yang dikaitkan dengan gas melawan logam, atau mengukur nisbah bilangan atom dua unsur berbeza berbanding dengan nisbah yang terdapat di Matahari.

Pecahan jisim

Komposisi bintang biasanya dijelaskan oleh parameter X, Y dan Z. Di sini X adalah pecahan jisim hidrogen, Y adalah pecahan jisim helium, dan Z adalah pecahan jisim semua unsur kimia yang tinggal. Maka,

X + Y + Z = 1.00. {\displaystyle X+Y+Z=1.00.}

Di kebanyakan bintang, nebula, rantau H II, dan sumber astronomi lain, hidrogen dan helium adalah dua unsur dominan. Pecahan jisim hidrogen umumnya dinyatakan sebagai

X ≡ m H / M {\displaystyle X\equiv m_{\text{H}}/M} , di mana M {\displaystyle M} adalah jumlah jisim dalam sistem, dan m H {\displaystyle m_{\text{H}}} adalah jisim pecahan hidrogen yang terdapat di dalamnya. Begitu juga, pecahan jisim helium dinyatakan sebagai Y ≡ m He / M {\displaystyle Y\equiv m_{\text{He}}/M} . Selebihnya unsur-unsur secara kolektif dirujuk sebagai "logam", dan kelogaman—pecahan jisim unsur-unsur yang lebih berat daripada helium—boleh dikira sebagai

Z = ∑ i > He m i M = 1 − X − Y . {\displaystyle Z=\sum _{i>{\text{He}}}{\frac {m_{i}}{M}}=1-X-Y.}

Untuk permukaan Matahari, parameter ini diukur lalu mempunyai nilai berikut:[5]

Penerangan	Nilai suria
Pecahan jisim hidrogen	X sun = 0.7381 {\displaystyle X_{\text{sun}}=0.7381}
Pecahan jisim helium	Y sun = 0.2485 {\displaystyle Y_{\text{sun}}=0.2485}
Kelogaman	Z sun = 0.0134 {\displaystyle Z_{\text{sun}}=0.0134}

Disebabkan kesan evolusi najam, komposisi awal atau komposisi pukal Matahari ketika ini tidak sama dengan komposisi permukaan masa kini.

Nisbah kelimpahan kimia

Kelogaman bintang secara keseluruhan sering ditakrifkan dengan menggunakan kandungan besi keseluruhan sesuatu bintang itu, kerana besi adalah antara yang paling mudah untuk diukur dengan pemerhatian spektrum dalam spektrum tampak (walaupun oksigen adalah unsur berat yang paling banyak - lihat kelogaman di rantau HII di bawah). Nisbah kelimpahan ini ditakrifkan sebagai logaritma bagi nisbah kelimpahan zat besi bintang berbanding dengan Matahari dan dinyatakan demikian:[6]

[ Fe / H ] = log 10 ⁡ ( N Fe N H ) bintang − log 10 ⁡ ( N Fe N H ) matahari , {\displaystyle [{\text{Fe}}/{\text{H}}]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{bintang}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\text{Fe}}}{N_{\text{H}}}}\right)_{\text{matahari}}},}

di mana N Fe {\displaystyle N_{\text{Fe}}} dan N H {\displaystyle N_{\text{H}}} adalah bilangan atom besi dan hidrogen bagi setiap unit isipadu. Unit yang sering digunakan untuk kelogaman ialah dex, singkatan "eksponen perpuluhan (decimal exponent)". Dengan perumusan ini, bintang-bintang dengan kelogaman yang lebih tinggi daripada Matahari mempunyai nilai logaritma yang positif, sedangkan yang mempunyai kelogaman yang lebih rendah daripada Matahari mempunyai nilai negatif. Sebagai contoh, bintang dengan nilai [Fe/H] +1 mempunyai 10 kali kelogaman Matahari (101); Sebaliknya, bintang yang mempunyai nilai [Fe/H] -1 mempunyai 1/10 nilai, manakala [Fe/H] yang mempunyai nilai 0 mempunyai kelogaman yang sama seperti Matahari, dan sebagainya.[7] Bintang Populasi Muda I mempunyai nisbah besi dengan hidrogen yang jauh lebih tinggi daripada bintang Populasi II yang lebih tua. Bintang Populasi Primordial III dianggarkan mempunyai kelogaman yang kurang dari -6.0, iaitu, kurang daripada satu persejuta kelimpahan besi dalam Matahari.