De stjerner i vores galakse blev klassificeret i to stjernernes populationer , kaldet ” Population I ” og ” Population II ” af Walter Baade i 1944 .
Klassificeringskriteriet var bredden af stjernernes spektrale linjer i den centrale del af galakser (Befolkning I) sammenlignet med stjerner for stjerner på kanten af galakser (tyndere linjer), Befolkning II. Det var først i 1950'erne, at denne dikotomi var knyttet til den kemiske overflod af stjernernes overflade.
Den moderne definition af populationer I og II er således som følger:
Der er også Population II-stjerner, der hører til den gamle skive ( tyk ), men mindre fattige i metaller end haloens, derfor nyere (ca. 9 til 11 milliarder år gamle). Estimatet for stjernernes alder er meget usikkert, og de tidligere tal skal tages med usikkerhed i størrelsesordenen en milliard år.
Astrofysikere overvejer en hypotetisk " befolkning III ". Det ville bestå af stjerner, der ville have eksisteret før dannelsen af galakser. Denne tredje befolkning synes ifølge modellerne at være i stand til kun at eksistere i form af ekstremt massive stjerner, blottet for metaller, der har haft en meget kort levetid og derfor ikke længere eksisterer. Vi leder efter dets tidligere eksistens i form af en underskrift af særlig kemisk overflod i stjernerne, der fulgte den meget korte periode med Befolkning III, og som vi stadig finder, det vil sige de ekstreme stjerner i Befolkning II. lav kemisk overflod sammenlignet med sol overflod (typisk mindre end 1/1000). Faktisk er disse stjerner af befolkning III meget massive, de vil ende deres liv som en supernova , og vi kan beregne, hvor meget materiale der frigives i det interstellære medium under deres eksplosion. Vi kan derefter beregne den kemiske sammensætning af gasskyer beriget af disse eksplosioner. Vi kan derefter udlede, hvad der vil være den kemiske sammensætning af atmosfærerne til stjernerne i befolkning II.