Populationen I und II, in der Astronomie, zwei große Klassen von Sternen und stellaren Ansammlungen, die in den frühen 1950er Jahren von dem deutschstämmigen Astronomen Walter Baade definiert wurden. Die Mitglieder dieser Sternpopulationen unterscheiden sich in vielerlei Hinsicht voneinander, vor allem im Alter, in der chemischen Zusammensetzung und in der Lage innerhalb eines galaktischen Systems.
Das Hubble Heritage Team (Aura/STScI/NASA)
Seit den 1970er Jahren haben Astronomen erkannt, dass einige Sterne nicht ohne weiteres in eine der beiden Kategorien fallen; diese Sterne wurden als „extreme“ Population I- oder II-Objekte unterteilt.
Population I besteht aus jüngeren Sternen, Haufen und Assoziationen – d.h., die vor etwa 1.000.000 bis 100.000.000 Jahren entstanden sind. Bestimmte Sterne, wie die sehr heißen, blau-weißen O- und B-Typen (von denen einige weniger als 1.000.000 Jahre alt sind), werden als extreme Population I-Objekte bezeichnet. Alle bekannten Mitglieder der Population I kommen in der Nähe und in den Armen des Milchstraßensystems und anderer Spiralgalaxien vor. Sie wurden auch in einigen jungen irregulären Galaxien (z. B. in den Magellanschen Wolken) entdeckt. Man nimmt an, dass Objekte der Population I aus interstellarem Gas entstanden sind, das verschiedene Prozesse durchlaufen hat, darunter auch Supernova-Explosionen, durch die die Materie angereichert wurde, aus der es besteht. Infolgedessen enthalten solche Objekte Eisen, Nickel, Kohlenstoff und bestimmte andere schwerere Elemente in Mengen, die ihrem Vorkommen in der Sonne nahe kommen; wie die Sonne bestehen sie jedoch hauptsächlich aus Wasserstoff (etwa 90 Prozent) und Helium (bis zu 9 Prozent).
Population II besteht aus den ältesten Sternen und Haufen, die vor etwa 1.000.000.000 bis 15.000.000.000 Jahren entstanden sind. Die Mitglieder dieser Klasse entstanden vermutlich aus interstellaren Gaswolken, die kurz nach dem Urknall entstanden sind, einem Zustand extrem hoher Temperatur und Dichte, aus dem das Universum vermutlich entstanden ist. Diese stellaren Objekte sind relativ reich an Wasserstoff und Helium, aber arm an Elementen, die schwerer als Helium sind. Sie enthalten 10 bis 100 Mal weniger dieser Elemente als Sterne der Population I, da diese schwereren Elemente zum Zeitpunkt ihrer Entstehung noch nicht vorhanden waren. Veränderliche RR-Lyrae-Sterne und andere Sterne der Population II findet man in den Halos von Spiralgalaxien und in den Kugelsternhaufen des Milchstraßensystems. Eine große Anzahl dieser Objekte kommt auch in elliptischen Galaxien vor.