โดยทั่วไปแล้ว องค์ประกอบของดาวฤกษ์มักถูกกำหนดอย่างง่ายๆ ด้วยพารามิเตอร์X , YและZโดยที่Xแทนสัดส่วนมวลของไฮโดรเจน , Yแทนสัดส่วนมวลของฮีเลียมและZแทนสัดส่วนมวลของธาตุเคมีอื่นๆ ที่เหลือทั้งหมด ดังนั้น

$${\displaystyle X+Y+Z=1}$$

ในดาวฤกษ์เนบิวลาบริเวณ H IIและแหล่งกำเนิดทางดาราศาสตร์อื่นๆ ส่วนใหญ่ ไฮโดรเจนและฮีเลียมเป็นธาตุหลักสองชนิด โดยทั่วไปแล้วสัดส่วนมวลของไฮโดรเจนจะแสดงเป็น ${\displaystyle \ X\equiv {\tfrac {m_{{\ce {H}}}}{M}}\ ,}$โดยที่Mคือมวลรวมของระบบ และ${\displaystyle \ m_{{\ce {H}}}\ }$คือมวลของไฮโดรเจนที่บรรจุอยู่ ในทำนองเดียวกัน เศษส่วนมวลของฮีเลียมจะใช้สัญลักษณ์ แทนด้วย${\displaystyle \ Y\equiv {\tfrac {m_{{\ce {He}}}}{M}}~.}$ธาตุที่เหลือทั้งหมดเรียกรวมกันว่า "โลหะ" และสัดส่วนมวลของโลหะคำนวณได้ดังนี้

$${\displaystyle Z=\sum _{e>{\ce {He}}}{\tfrac {m_{e}}{M}}=1-XY~.}$$

สำหรับพื้นผิวของดวงอาทิตย์ ( สัญลักษณ์)${\displaystyle \odot }$) พารามิเตอร์เหล่านี้ได้รับการวัดให้มีค่าดังต่อไปนี้: ^{[ 16 ]}

คำอธิบาย	ค่าพลังงานแสงอาทิตย์[ 16 ]
สัดส่วนมวลของไฮโดรเจน	${\displaystyle \ X_{\odot }=0.7684\pm 0.0035\ }$
สัดส่วนมวลของฮีเลียม	${\displaystyle \ Y_{\odot }=0.2485\pm 0.0034\ }$
สัดส่วนมวลโลหะ	${\displaystyle \ Z_{\odot }=0.0165\pm 0.0010}$
อัตราส่วนโลหะต่อไฮโดรเจน	${\displaystyle \ Z_{\odot }/\ X_{\odot }=0.0225\pm 0.0014}$

ปัญหาการสร้างแบบจำลองดวงอาทิตย์เป็นความไม่สอดคล้องกันอย่างต่อเนื่องระหว่างการสังเกตการณ์แผ่นดินไหวของดวงอาทิตย์และแบบจำลองภายในดวงอาทิตย์ที่เริ่มต้นในช่วงต้นทศวรรษ 2000 ^{[ 17 ]}ซึ่งก็คือ ซึ่งประมาณ${\displaystyle \ Z_{\odot }/\ X_{\odot }=0.0187\pm 0.0009}$^{[ 17 ]}ปัญหานี้ได้รับการแก้ไขด้วยการวิเคราะห์ในปี 2022 ซึ่งปรับปรุงค่าความเป็นโลหะของดวงอาทิตย์ให้สอดคล้องกับการวัดก่อนปี 1998 อย่างใกล้ชิด ^{[ 16 ] [ 18 ]}

เนื่องจากผลของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ทั้งองค์ประกอบเริ่มต้นและองค์ประกอบโดยรวมในปัจจุบันของดวงอาทิตย์จึงไม่เหมือนกับองค์ประกอบพื้นผิวในปัจจุบัน^{[ 19 ]}

โดยทั่วไปแล้ว ค่าความเป็นโลหะโดยรวมของดาวฤกษ์จะถูกกำหนดโดยใช้ปริมาณไฮโดรเจนทั้งหมด เนื่องจากความอุดมสมบูรณ์ของไฮโดรเจนถือว่าค่อนข้างคงที่ในเอกภพ หรือ ปริมาณ เหล็กของดาวฤกษ์ ซึ่งโดยทั่วไปแล้วมีความอุดมสมบูรณ์เพิ่มขึ้นเป็นเส้นตรงตามเวลาในเอกภพ^{[ 20 ]} ดังนั้น เหล็กจึงสามารถใช้เป็นตัวบ่งชี้ลำดับเวลาของการสังเคราะห์นิวเคลียสได้ การวัด เหล็กทำได้ค่อนข้างง่ายด้วยการสังเกตสเปกตรัมในสเปกตรัมของดาวฤกษ์ เนื่องจากมีเส้นเหล็กจำนวนมากในสเปกตรัมของดาวฤกษ์^{[ 21 ]} (แม้ว่าออกซิเจนจะเป็นธาตุหนักที่มีมากที่สุด – ดูค่าความเป็นโลหะใน บริเวณ H IIด้านล่าง) อัตราส่วนความอุดมสมบูรณ์คือลอการิทึมฐานสิบของอัตราส่วนความอุดมสมบูรณ์ของเหล็กของดาวฤกษ์เมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์ และคำนวณได้ดังนี้: ^{[ 22 ]}

$${\displaystyle \left[{\frac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]~=~\log _{10}{\left({\frac {N_{{\ce {Fe}}}}{N_{{\ce {H}}}}}\right)_{\star }}-~\log _{10}{\left({\frac {N_{{\ce {Fe}}}}{N_{{\ce {H}}}}}\right)_{\odot }}\ ,}$$

ที่ไหน${\displaystyle \ N_{{\ce {เฟ}}}\ }$และ${\displaystyle \ N_{{\ce {H}}}\ }$คือจำนวนอะตอมของเหล็กและไฮโดรเจนต่อหน่วยปริมาตร ตามลำดับ${\displaystyle \odot }$เป็นสัญลักษณ์มาตรฐานของดวงอาทิตย์ และ${\displaystyle \star }$สำหรับดาวฤกษ์ (มักละเว้นด้านล่าง) หน่วยที่ใช้บ่อยสำหรับความเป็นโลหะคือเดกซ์ซึ่งเป็นคำย่อของ "เลขชี้กำลังทศนิยม" ^{[ 23 ]}ตามสูตรนี้ ดาวฤกษ์ที่มีความเป็นโลหะสูงกว่าดวงอาทิตย์จะมีค่าลอการิทึมฐาน สิบเป็นบวก ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีไฮโดรเจนเป็นองค์ประกอบหลักจะมีค่าเป็นลบ ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ที่มี${\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }$ค่า +1 มี ค่าความเป็นโลหะมากกว่าดวงอาทิตย์ 10 เท่า ( 10⁺¹ ); ในทางกลับกัน ผู้ที่มี${\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }$ค่า−1 จะมี1/10 ใน ขณะ ที่ค่าที่มี${\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]_{\star }\ }$ค่า 0 มีค่าความเป็นโลหะเท่ากับดวงอาทิตย์ และอื่นๆ^{[ 24 ]}

ดาวฤกษ์ รุ่นเยาว์ประเภท I มีอัตราส่วนเหล็กต่อไฮโดรเจนสูงกว่าดาวฤกษ์รุ่นอายุมากประเภท II อย่างมีนัยสำคัญ ดาวฤกษ์ รุ่น ดั้งเดิม ประเภท IIIคาดว่าจะมีค่าความเป็นโลหะน้อยกว่า− 6 ซึ่งเป็นหนึ่งในล้านของปริมาณเหล็กในดวงอาทิตย์^{[ 25 ] [ 26 ]} มีการใช้สัญลักษณ์เดียวกันเพื่อแสดงความแปรผันของปริมาณระหว่างธาตุแต่ละชนิดอื่นๆ เมื่อเทียบกับสัดส่วนของดวงอาทิตย์ ตัวอย่างเช่น สัญลักษณ์ ${\displaystyle \ \left[{\tfrac {{\ce {O}}}{{\ce {Fe}}}}\right]\ }$ค่านี้แสดงถึงความแตกต่างของล logarithm ของปริมาณออกซิเจนในดาวฤกษ์เทียบกับปริมาณเหล็ก เมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์ โดยทั่วไป กระบวนการ สังเคราะห์นิวเคลียสในดาวฤกษ์จะเปลี่ยนแปลงสัดส่วนของธาตุหรือไอโซโทปเพียงไม่กี่ชนิด ดังนั้นดาวฤกษ์หรือตัวอย่างก๊าซที่มีค่าบางอย่าง...${\displaystyle \ \left[{\tfrac {\ce {?}}{\ce {Fe}}}\right]_{\star }\ }$ค่าต่างๆ อาจบ่งชี้ถึงกระบวนการทางนิวเคลียร์ที่เกี่ยวข้องและได้รับการศึกษาแล้ว

นักดาราศาสตร์สามารถประมาณค่าความเป็นโลหะได้ผ่านระบบที่วัดและสอบเทียบซึ่งเชื่อมโยงการวัดทางโฟโตเมตริกและการวัดทางสเปกโทรสโกปิก (ดูเพิ่มเติมที่สเปกโตรโฟโตเม ตรี ) ตัวอย่างเช่น ตัวกรอง UVB ของจอห์นสันสามารถใช้ตรวจจับรังสีอัลตราไวโอเลต (UV) ส่วนเกินในดาวฤกษ์ได้^{[ 27 ]} โดยที่รังสี UV ส่วนเกินที่น้อยกว่าบ่งชี้ว่ามีโลหะที่ดูดซับรังสี UV มากขึ้น ทำให้ดาวฤกษ์ดู "แดงขึ้น" ^{[ 28 ] [ 29 ] [ 30 ]} รังสี UV ส่วนเกินδ (U−B) ถูกกำหนดให้เป็นความแตกต่างระหว่างค่าความสว่าง  ของ แถบ U และ B ของดาวฤกษ์ เมื่อเทียบกับความแตกต่างระหว่างค่าความสว่างของแถบ U และ B ของดาวฤกษ์ที่มีโลหะมากในกระจุกดาวไฮยาเดส^{[ 31 ]} น่าเสียดายที่δ (U−B) มีความไวต่อทั้งความเป็นโลหะและอุณหภูมิ : หากดาวสองดวงมีโลหะมากเท่ากัน แต่ดวงหนึ่งเย็นกว่าอีกดวงหนึ่ง พวกมันก็จะมี ค่า δ (U−B) ที่แตกต่างกัน ^{[ 31 ]} (ดูเพิ่มเติมที่ปรากฏการณ์ Blanketing effect ^{[ 32 ] [ 33 ]} ) เพื่อช่วยลดความกำกวมนี้ ดัชนีสี B−V ของดาวสามารถใช้เป็นตัวบ่งชี้อุณหภูมิได้ นอกจากนี้ส่วนเกินของ UV และดัชนี B−V สามารถแก้ไขได้เพื่อเชื่อมโยง ค่า δ (U−B) กับปริมาณเหล็ก^{[ 34 ] [ 35 ] [ 36 ]}    

ระบบโฟโตเมตริกอื่นๆที่สามารถใช้ในการกำหนดค่าความเป็นโลหะของวัตถุทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์บางอย่าง ได้แก่ ระบบ Strӧmgren ^{[ 37 ] [ 38 ]} ระบบ Geneva ^{[ 39 ] [ 40 ]}ระบบ Washington ^{[ 41 ] [ 42 ]} และระบบ DDO ^{[ 43 ] [ 44 ]}

ที่มวลและอายุเท่ากัน ดาวฤกษ์ที่มีปริมาณโลหะต่ำจะมีอุณหภูมิสูงกว่าเล็กน้อยปริมาณโลหะของดาวฤกษ์ประเภทที่2 อยู่ที่ประมาณ1/1000 ถึง1/10 ของดวงอาทิตย์${\displaystyle \left(\ \left[{\tfrac {{\ce {Fe}}}{{\ce {H}}}}\right]\ ={-3.0}\ ...\ {-1.0}\ \right)\ ,}$ แต่กลุ่มนี้ดูเย็นกว่ากลุ่มประชากร Iโดยรวม เนื่องจาก ดาวฤกษ์กลุ่มประชากร II ที่มีมวลมากได้ดับสูญไปนานแล้ว ที่มวลมากกว่า 40 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ค่าความเป็นโลหะจะมีอิทธิพลต่อการตายของดาวฤกษ์: นอกช่วงความไม่เสถียรของคู่ดาวฤกษ์ที่มีค่าความเป็นโลหะต่ำจะยุบตัวลงกลายเป็นหลุมดำโดยตรง ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีค่าความเป็นโลหะสูงจะเกิด ซูเปอร์โนวา ประเภทIb/cและอาจทิ้งดาวนิวตรอนไว้  

วิธีการเส้นแรงที่อธิบายไว้ข้างต้นได้รับการสอบเทียบเป็นหลักบนตัวอย่างกาแล็กซีที่มีค่าเรดชิฟต์ต่ำกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ ( JWST ) และสเปกโทรกราฟอินฟราเรดใกล้ ( NIRSpec ) ทำให้สามารถวัดความเป็นโลหะเชิงสเปกโทรสโกปีที่ค่าเรดชิฟต์ z ~ 4-10 ซึ่งสอดคล้องกับช่วงเวลาสองพันล้านปีแรกของเส้นเวลาจักรวาล^{[ 68 ]}

อัตราส่วนเส้นการปล่อยส่วนใหญ่เปลี่ยนแปลงอย่างมากตามค่าเรดชิฟต์ เนื่องมาจากการเพิ่มขึ้นอย่างเป็นระบบของพารามิเตอร์การแตกตัวเป็นไอออนของตัวกลางระหว่างดาวในกาแล็กซีในยุคแรก^{[ 69 ]}ด้วยเหตุนี้ การใช้แบบทั่วไป${\displaystyle z\approx 0}$การปรับเทียบกับสเปกตรัมที่มีค่าเรดชิฟต์สูงอาจทำให้ค่าประมาณความอุดมสมบูรณ์ของออกซิเจนคลาดเคลื่อนไปในทิศทางที่ต่ำกว่าความเป็นจริงได้มากถึง 1 เดกซ์

การสังเกตการณ์เชิงลึกด้วยโครงการสำรวจนอกกาแล็กซีเชิงลึกขั้นสูงของกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เว็ล (JADES) ได้สำรวจกาแล็กซีที่มีค่า z ระหว่าง 3-10 รวมถึงระบบมวลต่ำ (${\displaystyle \log(\ M_{\star }/\ M_{\odot })\lesssim 8)}$ซึ่งไม่สามารถสังเกตได้จากสิ่งอำนวยความสะดวกบนพื้นดิน^{[ 70 ]}