Populaatiot I ja II, tähtitieteessä, kaksi laajaa tähtien ja tähtijoukkojen luokkaa, jotka saksalaissyntyinen tähtitieteilijä Walter Baade määritteli 1950-luvun alussa. Näiden tähtipopulaatioiden jäsenet eroavat toisistaan monin tavoin, erityisesti iän, kemiallisen koostumuksen ja sijainnin suhteen galaktisissa järjestelmissä.
The Hubble Heritage Team (Aura/STScI/NASA)
1970-luvulta lähtien tähtitieteilijät ovat huomanneet, että jotkin tähdet eivät helposti kuulu kumpaankaan kategoriaan; nämä tähdet on luokiteltu ”äärimmäisiksi” Populaatio I- tai Populaatio II -kohteiksi.
Populaatio I koostuu nuoremmista tähdistä, tähtijoukoista ja -yhdyskuntiin kuuluvista – eli esim, jotka ovat muodostuneet noin 1 000 000-100 000 000 vuotta sitten. Tietyt tähdet, kuten hyvin kuumat, sinivalkoiset O- ja B-tyypit (joista osa on alle 1 000 000 vuotta vanhoja), nimetään äärimmäisiksi populaation I kohteiksi. Kaikki tunnetut Populaatio I:n jäsenet esiintyvät Linnunradan ja muiden spiraaligalaksien läheisyydessä ja haaroissa. Niitä on havaittu myös joissakin nuorissa epäsäännöllisissä galakseissa (esim. Magellanin pilvissä). Populaatio I:n kohteiden uskotaan saaneen alkunsa tähtienvälisestä kaasusta, joka on käynyt läpi erilaisia prosesseja, kuten supernova-räjähdyksiä, jotka ovat rikastuttaneet sen sisältämää ainetta. Tämän seurauksena tällaiset kohteet sisältävät rautaa, nikkeliä, hiiltä ja eräitä muita raskaampia alkuaineita määrissä, jotka vastaavat suunnilleen niiden esiintymistä Auringossa; Auringon tavoin ne koostuvat kuitenkin enimmäkseen vedystä (noin 90 prosenttia) ja heliumista (enintään 9 prosenttia).
Populaatio II koostuu vanhimmista tähdistä ja tähtijoukoista, jotka ovat syntyneet noin 1 000 000 000 – 15 000 000 000 vuotta sitten. Tämän luokan jäsenet ovat oletettavasti syntyneet tähtienvälisistä kaasupilvistä, jotka syntyivät pian alkuräjähdyksen jälkeen, äärimmäisen korkean lämpötilan ja tiheyden tilassa, josta maailmankaikkeuden uskotaan syntyneen. Näissä tähtiobjekteissa on suhteellisen runsaasti vetyä ja heliumia, mutta ne ovat köyhiä heliumia raskaampien alkuaineiden suhteen, ja ne sisältävät näitä alkuaineita 10-100 kertaa vähemmän kuin populaatio I:n tähdet, koska näitä raskaampia alkuaineita ei ollut vielä syntynyt niiden syntyhetkellä. RR Lyrae -muuttuvat tähdet ja muut II-populaation tähdet sijaitsevat spiraaligalaksien haloissa ja Linnunradan palloparvissa. Suuria määriä näitä kohteita esiintyy myös elliptisissä galakseissa.