Populationer I og II, i astronomi, to brede klasser af stjerner og stjernesammensætninger, der blev defineret i begyndelsen af 1950’erne af den tyskfødte astronom Walter Baade. Medlemmerne af disse stjernepopulationer adskiller sig fra hinanden på forskellige måder, især med hensyn til alder, kemisk sammensætning og placering i galaktiske systemer.
The Hubble Heritage Team (Aura/STScI/NASA)
Siden 1970’erne har astronomer erkendt, at nogle stjerner ikke let falder ind i nogen af kategorierne; disse stjerner er blevet underklassificeret som “ekstreme” Population I- eller II-objekter.
Population I består af yngre stjerner, klynger og associationer – dvs, dem, der blev dannet for omkring 1.000.000 til 100.000.000.000 år siden. Visse stjerner, som f.eks. de meget varme, blåhvide O- og B-typer (hvoraf nogle er mindre end 1.000.000 år gamle), betegnes som ekstreme Population I-objekter. Alle kendte Population I-medlemmer forekommer i nærheden af og i armene af Mælkevejssystemet og andre spiralgalakser. De er også blevet opdaget i nogle unge irregulære galakser (f.eks. Magellanskolerne). Population I-objekter menes at være opstået af interstellar gas, der har undergået forskellige former for processer, herunder supernovaeksplosioner, som har beriget det stof, der indgår i den. Som følge heraf indeholder sådanne objekter jern, nikkel, kulstof og visse andre tungere grundstoffer i niveauer, der tilnærmer sig deres hyppighed i Solen; ligesom Solen består de dog mest af brint (ca. 90 procent) og helium (op til 9 procent).
Population II består af de ældste stjerner og klynger, som blev dannet for ca. 1.000.000.000.000 til 15.000.000.000.000 år siden. Medlemmer af denne klasse blev formentlig skabt fra interstellare gasskyer, der opstod kort efter big bang, en tilstand med ekstremt høj temperatur og tæthed, hvorfra universet menes at være opstået. Disse stjerneobjekter er relativt rige på brint og helium, men fattige på tungere grundstoffer end helium, idet de indeholder 10 til 100 gange mindre af disse grundstoffer end Population I-stjerner, fordi disse tungere grundstoffer endnu ikke var blevet dannet på det tidspunkt, hvor de blev dannet. RR Lyrae variable stjerner og andre Population II-stjerner findes i spiralgalaksenes haloer og i Mælkevejssystemets kugleformede klynger. Et stort antal af disse objekter forekommer også i elliptiske galakser.