Populacje I i II, w astronomii, dwie szerokie klasy gwiazd i zespołów gwiezdnych zdefiniowane na początku lat 50. przez urodzonego w Niemczech astronoma Waltera Baade. Członkowie tych populacji gwiezdnych różnią się od siebie na różne sposoby, przede wszystkim wiekiem, składem chemicznym i położeniem w układach galaktycznych.
The Hubble Heritage Team (Aura/STScI/NASA)
Od lat 70-tych XX wieku astronomowie dostrzegają, że niektóre gwiazdy nie dają się łatwo zaklasyfikować do żadnej z tych kategorii; gwiazdy te zostały podklasyfikowane jako „ekstremalne” obiekty Populacji I lub II.
Populacja I składa się z młodszych gwiazd, gromad i asocjacji – tj, które uformowały się około 1 000 000 do 100 000 000 lat temu. Niektóre gwiazdy, takie jak bardzo gorące, niebiesko-białe typu O i B (niektóre z nich mają mniej niż 1 000 000 lat), są określane jako skrajne obiekty Populacji I. Wszyscy znani przedstawiciele Populacji I występują w pobliżu i w ramionach układu Drogi Mlecznej oraz innych galaktyk spiralnych. Zostały one również wykryte w niektórych młodych galaktykach nieregularnych (np. w Obłokach Magellana). Uważa się, że obiekty populacji I powstały z gazu międzygwiazdowego, który został poddany różnego rodzaju procesom, w tym wybuchom supernowych, które wzbogaciły materię składową. W rezultacie obiekty takie zawierają żelazo, nikiel, węgiel i pewne inne cięższe pierwiastki w ilościach zbliżonych do ich obfitości w Słońcu; podobnie jak Słońce, składają się one jednak głównie z wodoru (około 90 procent) i helu (do 9 procent).
Populacja II składa się z najstarszych gwiazd i gromad, które powstały około 1 000 000 000 do 15 000 000 000 lat temu. Członkowie tej klasy prawdopodobnie powstali z międzygwiezdnych obłoków gazu, które pojawiły się wkrótce po wielkim wybuchu, stanie niezwykle wysokiej temperatury i gęstości, z którego, jak się uważa, powstał wszechświat. Te obiekty gwiezdne są stosunkowo bogate w wodór i hel, ale ubogie w pierwiastki cięższe od helu – zawierają ich od 10 do 100 razy mniej niż gwiazdy I populacji, ponieważ te cięższe pierwiastki nie zostały jeszcze wytworzone w czasie ich formowania. Gwiazdy zmienne typu RR Lyrae i inne gwiazdy Populacji II występują w aureolach galaktyk spiralnych oraz w gromadach kulistych układu Drogi Mlecznej. Duża liczba tych obiektów występuje również w galaktykach eliptycznych.