Populaties I en II, in de astronomie, twee brede klassen van sterren en stellaire assemblages die in het begin van de jaren 1950 door de in Duitsland geboren astronoom Walter Baade werden gedefinieerd. De leden van deze stellaire populaties verschillen op verschillende manieren van elkaar, met name wat betreft leeftijd, chemische samenstelling en locatie binnen galactische systemen.
Het Hubble Heritage Team (Aura/STScI/NASA)
>
Sinds de jaren zeventig hebben astronomen erkend dat sommige sterren niet gemakkelijk in een van beide categorieën vallen; deze sterren zijn onderverdeeld als “extreme” Populatie I- of II-objecten.
Populatie I bestaat uit jongere sterren, clusters, en associaties – d.w.z, die ongeveer 1.000.000 tot 100.000.000 jaar geleden zijn gevormd. Bepaalde sterren, zoals de zeer hete, blauwwitte O- en B-types (waarvan sommige minder dan 1.000.000 jaar oud zijn), worden aangeduid als extreme Populatie I-objecten. Alle bekende Populatie I leden komen voor nabij en in de armen van het Melkwegstelsel en andere spiraalstelsels. Ze zijn ook waargenomen in sommige jonge onregelmatige melkwegstelsels (zoals de Magelhaense Wolken). Populatie I-objecten zijn vermoedelijk ontstaan uit interstellair gas dat verschillende processen heeft ondergaan, waaronder supernova-explosies, die de samenstellende materie hebben verrijkt. Als gevolg daarvan bevatten dergelijke objecten ijzer, nikkel, koolstof en bepaalde andere zwaardere elementen in hoeveelheden die hun abundantie in de zon benaderen; net als de zon bestaan ze echter voornamelijk uit waterstof (ongeveer 90 procent) en helium (tot 9 procent).
Populatie II bestaat uit de oudste sterren en clusters, die ongeveer 1.000.000.000 tot 15.000.000.000 jaar geleden zijn gevormd. Leden van deze klasse zijn vermoedelijk ontstaan uit interstellaire gaswolken die kort na de oerknal zijn ontstaan, een toestand van extreem hoge temperatuur en dichtheid waaruit het heelal vermoedelijk is ontstaan. Deze stellaire objecten zijn relatief rijk aan waterstof en helium, maar arm aan elementen zwaarder dan helium, en bevatten 10 tot 100 keer minder van deze elementen dan Populatie I sterren, omdat deze zwaardere elementen nog niet waren ontstaan op het moment van hun vorming. RR Lyrae variabele sterren en andere Populatie II sterren worden gevonden in de halo’s van spiraalstelsels en in de bolvormige sterrenhopen van het Melkwegstelsel. Grote aantallen van deze objecten komen ook voor in elliptische sterrenstelsels.