La differenza di composizione chimica tra una stella del disco galattico e una che appartiene a un ammasso globulare è minima se si considera che in entrambi i casi più del 95% della massa stellare è formata da atomi di idrogeno e di elio. Quando si parla di differenza nella composizione chimica si intende una diversa percentuale di elementi di massa atomica elevata e quindi una piccolissima differenza in valore assoluto della massa volumica stellare. Tuttavia tale differenza è estremamente importante per aiutarci a comprendere la struttura fisica e l'evoluzione nel tempo delle stelle e più in generale dell'universo che ci circonda.

La diversa composizione chimica delle stelle degli ammassi globulari non è l'unica particolarità di queste stelle e neppure la prima ad essere stata scoperta. La prima ipotesi avanzata dall'astronomo tedesco Walter Baade, nel 1944, sull'esistenza di due diversi tipi di popolazione stellare si basava sul diverso aspetto che presenta il diagramma di Hertzsprung-Russell costruito con stelle appartenenti ad ammassi globulari e l'analogo diagramma costruito per stelle che appartengono ad ammassi galattici.

La distanza che separa le stelle all'interno di un ammasso è trascurabile rispetto all'enorme distanza che separa l'ammasso dalla Terra, Se introduciamo l'ipotesi che tutte le stelle appartenenti a un singolo ammasso si trovino alla stessa distanza dal sistema solare, allora la semplice misura della magnitudine apparente delle stelle è un indicatore della loro luminosità intrinseca, La differenza tra un diagramma HR così costruito e il diagramma HR classico in cui la scala verticale delle ordinate indica la magnitudine assoluta delle stelle, consiste semplicemente

nel diverso punto origine di tale asse. Una traslazione verticale, proporzionale alla loro distanza, tra diagrammi di ammassi diversi li rende perciò direttamente confrontabili, Dal confronto tra i diagrammi di ammassi aperti e ammassi globulari, Baade arguì l'esistenza di quelle che definì stelle di popolazione I e stelle di popolazione II.

Gli ammassi globulari presentano tutti uno stesso tipo di diagramma HR, mentre gli stessi diagrammi per gli ammassi galattici mostrano una certa varietà di caratteristiche, Particolare importanza riveste il fatto che la sequenza principale non è estesa come nel diagramma HR che avevamo analizzato parlando dell'evoluzione stellare e che comprendeva le stelle sparse sul piano galattico. Nei diagrammi costruiti utilizzando solo le stelle di un singolo ammasso si osserva che le stelle si dispongono solo lungo la parte inferiore della sequenza principale per un tratto tanto più esteso verso l'alto quanto più l'ammasso è giovane.

È inoltre evidente dal confronto di diagrammi HR relativi ai vari ammassi che, a differenza di quanto avviene per gli ammassi aperti, l'aspetto dei diagrammi HR relativi agli ammassi globulari è praticamente sempre lo stesso, Mancano completamente le stelle giganti blu e le stelle più brillanti di un ammasso globulare sono giganti rosse; caratteristica comune in questi diagrammi è la presenza del cosiddetto braccio orizzontale lungo il quale si addensano in una sua ristretta regione le stelle variabili del tipo RR Lyrae, una classe di stelle che presenta un valore molto omogeneo della magnitudine assoluta intorno al valore zero. Esse costituiscono pertanto dei preziosi indicatori di distanza perché dalla scoperta di una RR Lyr, cosa relativamente facile in base alla caratteristica curva di luce, segue immediatamente la misura della differenza tra la magnitudine apparente e quella assoluta e quindi la distanza dell'ammasso a cui questa variabile appartiene.

Le stelle appartenenti ad ammassi aperti sono, secondo la definizione introdotta da W. Baade nel 1944, stelle di popolazione I, quelle che compongono gli ammassi globulari sono stelle di popolazione II.

Come già si è accennato, gli ammassi globulari si trovano sparsi prevalentemente nell'alone galattico e la loro età è molto superiore a quella degli ammassi aperti; le stelle di popolazione II che li compongono sono stelle vecchie che si trovano in regioni generalmente lontane dal disco galattico dove non c'è materia interstellare; all'analisi chimica la loro atmosfera risulta povera di elementi di massa atomica elevata. Le caratteristiche opposte distinguono le stelle di popolazione I.

Evidentemente non esistono due classi di stelle con una netta separazione tra loro: il passaggio dalle stelle di popolazione I a quelle di popolazione II avviene gradualmente e infatti lo schema di popolazione in uso attualmente comprende in ordine di età crescente: la popolazione I estrema, la popolazione I, la popolazione di disco, la popolazione II intermedia e la popolazione II di alone. Questa suddivisione delle stelle, in cui il parametro fondamentale è l'età, è basilare nello studio non solo della struttura, ma anche dell'evoluzione della nostra e delle altre galassie.