žvaigždži populiãcija, grupė galaktikos žvaigždžių, kurias sieja panašūs požymiai – amžius, cheminė sudėtis, išsidėstymas ir kinematika. Istoriškai Galaktikoje skiriamos pirmoji (I), antroji (II) ir hipotetinė trečioji (III) žvaigždžių populiacijos. I žvaigždžių populiacija – santykinai jaunos (mažiau kaip 9 mlrd. metų), metalingos (0,1–3 Saulės metalingumo) žvaigždės, beveik apskritiminėmis orbitomis skriejančios Galaktikos diske, kurio plokštumoje telkiasi naujų žvaigždžių formavimuisi reikalingos dujos; dėl spiralinių vijų poveikio žvaigždės gali migruoti diske, be to, jos t. p. juda statmena disko plokštumai kryptimi. II žvaigždžių populiacija – senos (daugiau kaip 10 mlrd. metų) nemetalingos (0,001–0,1 Saulės metalingumo) žvaigždės ir kamuoliniai spiečiai, ištęstomis, įvairiomis kryptimis orientuotomis orbitomis skriejantys Galaktikos sferoidu (jis dar vadinamas halu); dalis panašiai kaip Galaktikos diskas besisukančių sferoido žvaigždžių priskiriamos vadinamajam storajam diskui. Galaktikos centriniame telkinyje senos metalingos žvaigždės ir kamuoliniai spiečiai juda įvairiomis orbitomis (iš dalies chaotiškai – kaip sferoide, o centrinis telkinys sukasi). Kitose spiralinėse galaktikose žvaigždžių populiacijų išsidėstymas panašus į jų pasiskirstymą Galaktikoje. Netaisyklingose galaktikose dominuoja jaunų žvaigždžių populiacijos ir dujos, diskinėse ir elipsinėse – senų žvaigždžių populiacijos, tuo metalingesnės, kuo masyvesnė galaktika. Šios žvaigždžių populiacijos yra sudėtinės ir atspindi galaktikos žvaigždėdaros ir augimo istoriją dėl dujų ir kitų galaktikų akrecijos arba dujų praradimo, kurį sukelia stipri žvaigždėdara arba centrinė juodoji skylė, arba galaktikai skriejant galaktikų spiečiuje trintis su karštomis spiečiaus vainiko dujomis. Paprastoji žvaigždžių populiacija yra per žvaigždėdaros žybsnį viename iš galaktikos molekulinių debesų susiformavusios vienodo amžiaus ir metalingumo žvaigždės, pvz., žvaigždžių spiečius. Teigiant, kad sudėtinė žvaigždžių populiacija – daugelio skirtingu laiku susiformavusių paprastųjų žvaigždžių populiacijų suma, paprastosios žvaigždžių populiacijos evoliucijos modelis naudojamas žvaigždėdaros istorijai atkurti iš stebėjimo duomenų, pvz., galaktikos spektro. Žvaigždžių masių skirstinys gimimo metu nusakomas mažėjančia laipsnine pradine masės funkcija p ≈ m–2,3 (p – tikimybė žvaigždės masei būti intervale nuo m iki m + dm); panašus skirstinys nusako ir žvaigždžių spiečių mases. Žvaigždžių masių ribos yra nuo apie 0,08 M⨀ (mažiausia masė, kai vyksta vandenilio termobranduolinės reakcijos, mažesnės yra rudosios nykštukės; M⨀ – Saulės masė) iki 100–200 M⨀. Nors nustatyta koreliacija tarp masyviausios spiečiaus žvaigždės ir spiečiaus masių, nėra įrodymų, kad pradinė masės funkcija priklauso nuo aplinkos savybių, todėl laikoma universalia. Didžioji masės dalis sutelkta ilgai gyvuojančiose mažos masės žvaigždėse, o daugiausiai šviesos spinduliuoja trumpai gyvuojančios masyvios žvaigždės. Ilgainiui paprastosios žvaigždžių populiacijos suminis šviesis mažėja, supernovos ir planetiškieji ūkai pagausina tarpžvaigždinėje medžiagoje metalų. Nors į galaktiką gali patekti nemetalingų dujų, galaktikos dujos maišosi ir iš jų besiformuojančios naujų kartų žvaigždės yra vis metalingesnės. Po Didžiojo Sprogimo praėjus apie 300 mln. metų iš metalų neturinčių pirminių dujų formavosi masyvesnės negu apie 100 M⨀ hipotetinės III žvaigždžių populiacijos žvaigždės. Sprogdamos kaip supernovos jos pagausino Visatoje metalų ir sudarė prielaidas formuotis II žvaigždžių populiacijos žvaigždėms galaktikų užuomazgose, kurių tyrimas – Jameso Webbo kosminės observatorijos tikslas. Gaia kosminės observatorijos tyrimai padės surasti kinematines žvaigždžių grupes Galaktikoje ir atkurti jos formavimosi istoriją.
794