本文分为两部分内容。第一部分是是关于大气模型中的对流混合长参数的研究。无论是计算恒星的大气参数还是测定恒星大气的化学组成，都要用到恒星大气模型。目前的大气模型有使用对流能量传输近似的一维模型，也有直接用流体动力学解决对流区问题的三维模型。但因为三维模型计算复杂，耗时长，前者仍是目前最为广泛采用的模型。一维恒星大气模型的计算过程中，对于恒星对流区的处理有多种理论，我们测定中使用的MAFAGS-OS模型是基于Canuto& Mazzitalli1991[27]，1992[28]改进的对流混合长理论的。在这一理论中，对流混合长是表示对流区向外传输能量效率的重要参数，它的具体数值广泛认为与恒星的质量、化学丰度、演化阶段有关，需要观测校正。这部分的主要目的是总结出对流混合长参数与恒星的其他参数之间的关系。我们应用巴尔末线拟合和绝对能流密度谱比较分别对11颗样本星的混合长参数进行校正。这些样本星既包含了主序星，也包含了脱离主序的恒星，既有贫金属星，也有金属丰度和太阳接近的恒星。对于全部的11颗样本星，我们均使用至少一种方法校正了它们的混合长参数值，并分析了混合长参数与恒星物理参数的一些关系，同时对混合长参数在赫罗图上的分布趋势也做以分析。我们的结果与之前研究表明的太阳对流混合长参数应取0.82这一结果不相符，而是得出混合长参数应在1.0以上的结论。另外我们的模型与前人从三维模型推导的结果从趋势上是相符的。　　本文的第二部分在金属丰度为-2.6(≤)[Fe/H](≤)+0.1的样本星中测定银元素和钯元素的丰度。这两种元素的原子序数在39和50之间，先前的研究表明，这一区间内的元素的产生机制应与快中子过程中的弱分量相关。而银元素更是因为大部分由快中子过程合成而被认为是研究该过程的弱分量的很好的标识。而目前的研究中始终缺少这两种元素丰度的大样本研究，而本文填补了这一空白。我们精细筛选了95颗样本星，其中包括92颗矮星和3颗巨星，分别从Keck/HIRES、Subaru/HDS和VLT/UVES中获得了高分辨率高信噪比光谱。我们采用基于平面平行层、流体静力学平衡和局部热动平衡假设的一维MAFAGS-OS大气模型，并采用SIU程序用光谱综合法拟合Pd Iλ3404(A)和Ag Iλ3280/3382(A)三条谱线求出银和钯两种元素的丰度。我们的样本星的金属丰度跨度范围较大，从贫金属星（[Fe/H]=-2.6）一直到太阳丰度附近([Fe/H]=+0.1)的恒星都包含在内。这一研究不但从数量上扩充了银钯元素丰度研究结果，还填补了在金属丰度[Fe/H]=-0.60左右的星中研究这两种元素的空白。　　我们研究了银钯元素丰度分别随着恒星金属丰度的变化趋势，还有两者彼此的相关性，发现大体上银和钯的丰度在金属丰度为-0.6＜[Fe/H]＜+0.1范围的恒星中呈现平稳的趋势。而在金属丰度低于-0.60的区间内，两种元素的丰度均随着恒星金属丰度的下降而缓慢上升。在金属丰度大约-1.0时，两种元素的丰度均呈现了较大的弥散，这应该是由于星际介质混合不均匀造成的。银钯元素丰度呈现出了极好的相关性，这进一步的认证了它们应该产生于同一种反应机制中的推测，对证明快中子俘获过程弱分量的存在也给予了数据上的支持，对研究银河系化学演化模型有重要的意义。