Dalam astronomi, kelogaman atau metalisiti digunakan untuk kelimpahan unsur yang ada dalam objek yang lebih berat daripada hidrogen atau helium. Kebanyakan jirim fizikal di dalam alam semesta adalah dalam bentuk hidrogen dan helium, jadi ahli astronomi menggunakan perkataan "logam" sebagai istilah jangka pendek untuk "semua unsur kecuali hidrogen dan helium". Penggunaan ini berbeza daripada definisi fizikal biasa logam padu. Sebagai contoh, bintang dan nebula dengan kelimpahan karbon, nitrogen, oksigen, dan neon yang agak tinggi dipanggil "kaya logam" dalam istilah astrofizik, walaupun unsur-unsur itu bukan logam dalam kimia.Kehadiran unsur-unsur yang lebih berat berasal daripada nukleosintesis bintang, teori bahawa kebanyakan unsur yang lebih berat daripada hidrogen dan helium dalam alam semesta (dirujuk "logam" selepas ini) terbentuk di dalam teras bintang ketika mereka berkembang. Lama kelamaan, angin najam dan supernova menyebarkan logam ke persekitaran, memperkaya medium antara bintang dan menyediakan bahan kitar semula untuk kelahiran bintang-bintang baru. Ini berikutan generasi-generasi bintang yang lebih tua, yang terbentuk di alam semesta awal miskin logam, secara amnya mempunyai kelogaman yang lebih rendah daripada generasi muda, yang terbentuk di dalam alam semesta yang lebih kaya logam.Perubahan yang diperhatikan dalam kelimpahan kimia dari pelbagai jenis bintang, berdasarkan kepada keganjilan spektrum yang kemudian dikaitkan dengan kelogaman, membawa ahli astronomi Walter Baade pada tahun 1944 untuk mencadangkan kewujudan dua populasi bintang yang berlainan.[1] Ini dikenali sebagai bintang Populasi I (mewah atau kaya logam) dan Populasi II (kurang atau miskin logam). Populasi bintang ketiga diperkenalkan pada tahun 1978, yang dikenali sebagai bintang Populasi III.[2][3][4] Bintang-bintang yang sangat miskin logam itu diteorikan sebagai bintang-bintang "sulung" yang dicipta di alam semesta