Het bestaan van twee afzonderlijke populaties van sterren in melkwegstelsels werd in 1944 herkend door Baade (1944). Doordat hij met voldoende resolutie de spectra van sterren in M31 (de Andromedanevel) kon bepalen ontdekte hij dat de sterren in de schijf van M31 een heel ander Herzsprung Russel diagram hebben dan die in de bulge en de halo. Baade voerde daartoe het concept van de Sterpopulaties in, grofweg als volgt:

De Populatie II sterren, die zich dus voornamelijk in de halo bevinden, hebben een HR diagram zoals dat van bolclusters. Zonder uitzondering zijn de Populatie II sterren oude sterren, met leeftijden in de orde van de leeftijd van het heelal zelf (note: enkele jaren geleden was er zelfs een crisis, omdat de leeftijd van enkele bolclusters groter leek dan die van het heelal). Populatie I sterren, echter, hebben een HR diagram dat lijkt op dat van open galactische clusters. Hun leeftijdsverdeling is veel inhomogener. Enkele galactische clusters hebben leeftijden die die van bolclusters benaderen, anderen zijn nu nog in de fase waarin er nog nieuwe jonge sterren worden gevormd. Het zijn vooral de jonge, zeer heldere, blauwe sterren die in deze populatie zozeer opvallen, en die in de schijf zo opvallend de spiraalarmen aanduiden.

Terwijl de schijf voornamelijk uit jonge Populatie I sterren bestaat, tref je hier en daar in de schijf ook oudere Populatie II sterren aan. Omdat de schijf is ingebed in de halo, en de baan van de sterren in de halo nogal zwierig is, zijn er op ieder moment halo sterren die zojuist de schijf passeren. Ze vallen niet alleen op door hun intrinsieke eigenschappen (oud, lage abundantie zware elemente), maar ook door een hoge snelheid tov. de Zon (die natuurlijk netjes zijn rondje trekt rond de Melkweg).

De sterren in de bulge blijken een mengeling van Populatie I en II sterren te hebben, je treft er heel oude sterren aan maar ook opvallend jonge sterren. Merk op dat vaak het probleem is zicht te krijgen op de bulge. De voorgrond aan schijfsterren is natuurlijk overweldigend, helderder door hun geringere afstand en door het feit dat het vaak jongere intrinsiek heldere sterren betreft. Echter, meest belangrijk is het feit dat er in de schijf een grote hoeveelheid gas- en stofwolken zitten die het zicht op de meer naar het centrum gelegen bulge belemmeren. Gelukkig maar dat er een gebied is, "Baade's window" , waar het venster op de bulge gelukkigerwijze open staat en we bij de bulge naar binnen kunnen kijken.

Uit het bovenstaande moge het duidelijk zijn dat we om beter inzicht te krijgen in de achtergrond van de verschillende sterpopulaties, en hun eigenschappen, we een stap terug moeten zetten en eerst moeten kijken naar de betekenis van groepen van sterren, met name open clusters en bolclusters. Deze kunnen ons heel veel inzicht verschaffen in de cruciale factor leeftijd en abundatie aan zware chemische elementen (in de sterrenkunde vaak aangeduid met de misnomer `` metalen '') in de eigenschappen van sterpopulaties.

Populatie I sterren zijn dus voornamelijk jonge (tot redelijke oude) sterren die zich in de schijf bevinden. Afhankelijk van hun leeftijd, die tot 10 miljard jaar kan bedragen, vertonen ze een spreiding in abundantie aan zware chemische elementen, die het merendeel metaalrijk is. Populatie I sterren zijn relatief tot zeer jong en de zwaarste onder hen zeer heldere en blauw . Populatie II sterren vindt men voornamelijk in de sferoidale halo en bulge componenten, en zijn oud, en hebben een populatie samenstelling die gelijkt op die men terugvindt in de HR diagrammen van bolclusters. Die laatste zijn dan ook een typische representant van Populatie II sterren. Het gaat dus over zeer oude sterren, die kort na het ontstaan van de Melkweg moeten zijn gevormd

enkele eigenschappen van de galactische populatie I en II:

Referenties:
open clusters
bolclusters
Herzsprung Russel diagram isochronen