Populations I et II, en astronomie, deux grandes classes d’étoiles et d’assemblages stellaires définies au début des années 1950 par l’astronome d’origine allemande Walter Baade. Les membres de ces populations stellaires diffèrent les uns des autres de diverses manières, plus particulièrement en ce qui concerne l’âge, la composition chimique et la localisation au sein des systèmes galactiques.
L’équipe du patrimoine Hubble (Aura/STScI/NASA)
Depuis les années 1970, les astronomes ont reconnu que certaines étoiles n’entrent pas facilement dans l’une ou l’autre catégorie ; ces étoiles ont été sous-classées en tant qu’objets « extrêmes » de la population I ou II.
La population I est constituée d’étoiles, d’amas et d’associations plus jeunes – c’est-à-dire, celles qui se sont formées il y a environ 1 000 000 à 100 000 000 d’années. Certaines étoiles, telles que les types O et B très chauds et de couleur bleu-blanc (dont certaines ont moins de 1 000 000 d’années), sont désignées comme des objets extrêmes de la population I. Tous les membres connus de la population I se trouvent à proximité et dans les bras du système de la Voie lactée et d’autres galaxies spirales. Ils ont également été détectés dans certaines jeunes galaxies irrégulières (par exemple, les Nuages de Magellan). On pense que les objets de la population I sont issus du gaz interstellaire qui a subi divers types de processus, y compris des explosions de supernova, qui ont enrichi la matière constitutive. En conséquence, ces objets contiennent du fer, du nickel, du carbone et certains autres éléments plus lourds à des niveaux qui se rapprochent de leur abondance dans le Soleil ; comme le Soleil, cependant, ils se composent principalement d’hydrogène (environ 90 %) et d’hélium (jusqu’à 9 %).
La population II est constituée des étoiles et des amas les plus anciens, qui se sont formés il y a environ 1 000 000 000 à 15 000 000 000 d’années. Les membres de cette classe ont vraisemblablement été créés à partir de nuages de gaz interstellaires qui ont émergé peu après le big bang, un état de température et de densité extrêmement élevées dont l’univers est censé être issu. Ces objets stellaires sont relativement riches en hydrogène et en hélium mais pauvres en éléments plus lourds que l’hélium, contenant 10 à 100 fois moins de ces éléments que les étoiles de la population I, car ces éléments plus lourds n’avaient pas encore été créés au moment de leur formation. On trouve des étoiles variables RR Lyrae et d’autres étoiles de population II dans les halos des galaxies spirales et dans les amas globulaires du système de la Voie lactée. On trouve également un grand nombre de ces objets dans les galaxies elliptiques.