精确测定发射线气体星云包括行星状星云(planetarly nebulae-PNe)和电离氢区(H Ⅱ regions)的化学丰度对于星系化学结构和演化的研究来说是至关重要的。然而，当前发射线气体星云中两个尚未完全解决的问题会严重影响丰度测量的可靠性和精度，即：由碰撞激发线测得的电子温度比由氢巴耳末(Balmer)连续谱跳变得到的值系统偏高以及由碰撞激发线测得的离子丰度总是比由复合线得到的结果低。对这两个问题的可能解释有：a)星云的化学成分是均匀分布的，但存在着较大的电子温度和密度起伏；b)星云中存在另一冷的缺氢成分(双化学成分模型)。另外，银河系核球区的化学丰度值在过去是众说纷纭，不同的工作给出了不同的结果。由于缺乏对于银河系金属丰度的可靠测定，对银河系核球区的形成与演化历史的认识还很有限。 近年来，Liu和Baflow领导的小组开展了一个大样本的深度光谱巡天，获得了近100个银河系行星状星云的高信噪比、中等分辨率的光谱。此外，利用最新的积分场分光设备，我们在2005年获得了几个特殊的行星状星云的三维光谱。本文基于这些高质量的观测数据，就其中包含的25个银河系核球区行星状星云、6个盘区行星状星云以及其中包含的三维光谱数据，围绕星云光谱中暗弱的光学复合线以及明亮的碰撞激发线，进行了系统的等离子体诊断和元素丰度分析，并根据分析结果，就银河系化学结构和演化、行星状星云的物理和化学环境、以及对原子参数的限制等方面开展了一系列系统的工作。论文的结构如下： 在引言中，本文对发射线气体星云物理作了一个简要介绍，简述了从渐进巨分支星到行星状星云的演化理论和星云中的基本物理过程。另外，本文也简述了银河系核球区研究的现状和面临的问题。 星云电子密度的精确测定是测量星云化学丰度的一个先决条件。测定不同密度诊断线得出的电子密度有助于理解星云的物理结构。 在第二章中，本文利用光学波段四种诊断手段，即[O Ⅱ]λ3729/λ3726，[S II]λ6716/λ6731，[C1Ⅲ] λ5517/λ5537和[Ar Ⅳ]λ4711/λ4740双线比测定了102个行星状星云的电子密度，并对结果进行了细致的对比。 为了更好的研究发射线气体星云中存在的这两个问题，本文第三章比较了核球区行星状星云样本和盘区行星状星云样本在这两个问题上的表现以及同其它物理、化学参量的关系。 精确测定核球区的化学元素丰度对于研究银河系形成和演化具有重要的意义。本文第三章对比了核球区和盘区行星状星云的丰度，发现： a).核球区行星状星云的平均丰度比盘区的要高大约0.1到0.2 dex，而其碳氧比值比后者要低大约0.2 dex； b).和Marigo(2001，Ma01)[7]的模型计算结果的对比显示，核球区行星状星云的形成环境要比盘区行星状星云的形成环境更金属富一些，Ma01有可能高估了碳的产率约0.4 dex； c).相对于盘区行星状星云来说，核球区行星状星云的前身星质量较大的相对较多； d).平均来说，核球区行星状星云的镁丰度比盘区行星状星云的镁丰度要高0.13 dex，而后者和太阳的镁丰度几乎相等。核球区行星状星云镁元素超丰以及核球区巨星[α，Fe]比超丰说明，核球区的主要的增丰过程是Ⅱ型超新星； e).星云的平均氖氧丰度比为0.25，暗示着太阳的氖丰度可能被低估了约0.2 dex；D由α-元素，氧、氖，氩和硫等元素得到了一个平均的丰度梯度约为-0．026dexkpc<-1>，该值比Maciel&Quireza(1999)[8]得出的丰度梯度低，但是和最近的一些工作比较吻合。 我们得到的较小的梯度有可能反映了银河系最中心部分的丰度梯度比外围平缓。很多可靠的观测证据都表明行星状星云里面存在着低温、富重元素的成分。然而，我们到目前为止缺乏直接的证据。为了更多了解这些冷成分的性质，本文利用最新的积分场分光设备观测了3个特殊的行星状星云，它们是Abell 30，NGC 2022和NGC 2392。积分场分光设备的最大优势是可以同时获得天空中成百上千个位置的光谱，意味着我们可以很容易获得被观测天体在各个谱线的单色图，这样很方便我们来研究发射线气体星云的某一部分的物理和化学结构。其中对NGC 2022 F1视场的初步分析表明： a).T<,e>([O Ⅲ])在中心星所在的位置较低，在其附近达到最大值，之后随着离中心星距离的增加而降低。发现有一块区域(J1)相对于它临近的区域来说，温度较高，我们推测这可能是由喷流引发的激波加热造成的。另一块具有明亮的复合线发射的区域(C2，可能是一个团块)，其后面的区域温度下降很快，这很有可能是由于C2的遮挡效应造成的，意味着这个团块是光学厚的； b).由复合线得到的碳元素的总丰度从中心区域到边缘逐渐降低。尽管观测误差比较大，但是趋势比较明显； c).adf(O<2+>)的分布和T<,e>([O Ⅲ])的分布类似。在中心星区域，adf较小，在其附近达到最大值，之后逐渐降低。adf的变化范围很广，从一5一直变化到40； d).我们由三维分光数据直接估算出的NGC 2022 F1区域的t<2>并不能解释观测到的T<,e>([O Ⅲ])和T<,e>(BJ)之间的差别，也就是说，Peimbert(1967)[9]给出的公式在某些情况下实际上高估了t<2>。