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通过对恒星表面化学元素丰度特征的研究,我们可以了解恒星内元素的天体物理来源以及恒星形成的物理机制。贫金属星HD 94028（[Fe/H]=-1.62）的中子俘获元素观测上显出奇异的分布特征,特别是轻中子俘获元素区域38≤Z≤52出现了较大程度的超丰。研究人员利用中小质量的AGB星模型和早期r-过程事件污染模型对该星的丰度分布进行了拟合,发现这些模型都不能很好地拟合并解释该星的观测特征,比如超太阳丰度比[As/Ge]及亚太阳丰度比[Se/As]。于是,他们认为应该加上intermediate（i-）过程核合成才能解释该星的轻中子俘获元素的化学丰度。然而,从观测上看,i-过程与主要s-过程都与AGB星有关,且产生i-过程的天体物理场所还没有确定,因此,对HD 94028的化学元素天体物理起源的研究有着重要的意义。我们利用丰度分解的方法研究了该星的元素丰度起源,发现该星的轻元素和铁族元素主要产生于大质量星的primary过程,轻中子俘获元素从Ge到Te主要产生于弱r-过程,而主要s-和主要r-过程核合成是重中子俘获元素从Ba到Pb产生的主要机制。该星Ge-As-Se的观测特征主要归因于弱r-过程的污染。弱r-过程对银河系中轻中子俘获元素的增丰起到了重要的作用,比如在太阳系中,弱r-过程对As和Se元素丰度的贡献就超过了50%。由于Ge元素的产生机制并非只是中子俘获过程,则元素As就应该是纯中子俘获元素的开始。利用r-过程和s-过程的组合我们能够很好地解释了HD 94028化学元素丰度的奇异观测特征,因此,i-过程机制对于解释该星的丰度特征来说是没有必要的。在大麦哲伦星云（LMC）中,星体J053253在观测上呈现出异常的化学丰度特征,相比其它post-AGB星表现出较高的中子辐照量而较低的s-过程丰度的特征。最初认为该星没有遵从单星的演化轨迹,很可能是个AGB阶段截止的双星,但是后来的研究认为由于该星具有较大的表面重力参数,它应该是一个年轻恒星候选体（YSO）。这使得解释该星的天体物理特征成为了一个挑战。虽然J053253中s-过程元素的超丰可以用AGB模型解释,但r-过程元素的超丰还没有一个很好的解释。而J053253作为YSO,其化学丰度应该来自LMC的初始化学成分。然而,通过把J053253与LMC同金属丰度的恒星进行丰度比较我们发现,该星的元素丰度相比LMC对应的元素而言都普遍偏高,特别是[La/Fe]和[Eu/Fe]分别高出0.6和0.4dex。另外,对于J053253的中子俘获元素,丰度比[X/Eu]处于太阳的纯s-过程丰度比与纯r-过程丰度比之间,说明该星的丰度分布能用s-过程和r-过程的丰度混合来解释。与post-AGB星和r-II星以及CEMP-i星的丰度比较,我们发现J053253的[X/Eu]丰度比低于post-AGB星而高于r-II星,与CEMP-i星最接近。利用丰度分析的方法,我们拟合了该星的丰度分布。我们发现该星奇异的丰度特征应该由r-过程机制和低质量AGB星污染共同来解释。如果J053253是post-AGB星或者是外赋星体,i-过程的核合成机制为它的中子俘获元素丰度的观测特征也提供了一种可能的解释。极贫金属星中的Sr元素的天体物理来源既与主要r-过程有关又与弱r-过程有关,故Sr丰度包含了中子俘获过程的丰富信息及银河系早期的增丰历史。而[Sr/Fe]还包含了Fe元素的天体物理来源。由于弱r-过程星[Sr/Fe]的观测下限大约是-0.3±0.2,而主要r-过程星[Sr/Fe]的观测上限大约是0.8±0.2,[Sr/Fe]丰度比处于这个区间的极贫金属星的Sr丰度应该由r-过程和s-过程的混合来解释。此外,一些[Sr/Fe]丰度比低于-0.3的贫金属星显示了低Sr的特征,我们称这些星为低Sr星。元素Ba通常被认为主要来自中低质量AGB星的s-过程,而在金属丰度极低的极贫金属星中,Ba主要产生于主要r-过程,且大部分极贫金属星的Ba丰度是已知的。我们用Ba代替Eu作为主要r-过程元素的代表性元素,研究了超贫金属星（[Fe/H]≤-2.5）的[Sr/Ba]丰度比在[Sr/Ba]vs.[Ba/Fe]空间中的分布特征,我们发现超贫金属星的分布区域存在三个边界:弱r-过程星位于区域的顶端,而主要r-过程星位于区域的右端,分布区域的右边界有一条Fe-normal带,带中极贫金属星的Fe元素产生于前身星是12-25M⊙的正常（normal）超新星。低Sr星分布在带的左下区域,这些星的Fe元素应该部分来自银河系第一代超大质量恒星的prompt-存量。分布区域的下边界的形成归因于主要r-过程物质的污染,区域的右边界可以用主要r-过程和弱r-过程的混合来解释,区域左边界的形成归因于弱r-过程物质的污染。尽管极贫金属星的[Sr/Ba]丰度比与弱r-过程物质的相对重要性有关,超贫金属星的[Sr/Ba]丰度比的离散应主要依赖于弱r-过程丰度比。贫金属星的观测元素丰度为我们探究它们的化学增丰历史提供了大量的信息,也为研究元素核合成过程建立了重要的约束。强（J1432）、中（J2005）、弱（J0858）三颗r-过程增丰极贫金属星呈现了金属丰度很接近（[Fe/H]～-3.0）而Eu丰度呈现了较大的离散。通过丰度比较我们发现中等r-增丰星J2005的中子俘获丰度呈现了两个明显的r-分布即primary分量（包含轻元素和轻中子俘获元素）与主要r-分量。我们利用交叉迭代的方法,从J1432和J0858中提取了纯的主要r-分量和弱r-分量,并且,用这两个分量很好地拟合了J2005的丰度分布。另一个方面,我们又用两个纯的r-分量拟合了太阳系r-过程丰度分布。因此,拟合体现的两个r-分量分布不是偶然的,r-过程包含两个分量在宇宙中应该是普遍现象。从贫金属星的丰度比的比较可以看出,当[Eu/Fe]≤0.3时,弱r-增丰星J0858和弱r-过程星中的轻中子俘获元素Zr主要来自弱r-过程,Zr丰度与α元素和铁元素相关说明弱r-过程产生于前身星是11M⊙以上的铁核塌缩超新星中。当[Eu/Fe]≥1.4时,强r-增丰星J1432和主要r-过程星中的轻中子俘获元素Zr主要来自主要r-过程,Zr与α元素和铁元素不相关说明主要r-过程不是产生于铁核塌缩超新星,主要r-和弱r-是两个独立的分量。通过将更多的极贫金属星在[Y/Eu]vs.[Eu/Fe]空间中比较我们发现,大部分极贫金属星的r-过程丰度特征是弱r-过程物质与主要r-过程物质混合污染的结果。弱r-过程物质对恒星形成的初始星云的污染对极贫金属星[Y/Eu]丰度比的离散趋势的形成起着更重要的作用。