本文分二部分，第一部分重点介绍星系的化学演化模型和观测约束，第二部分重点介绍r-process核合成和Ba峰元素r-process的星系化学演化。 银河系的形成与演化是天体物理学研究的重大前言课题，银河系演化的研究包括诸多方面，如动力学演化、化学演化、热演化等，分别从不同的角度对银河系的形成和演化过程加以阐释。其中银河系的化学演化在其中更是具有极其重要的地位，对银河系化学演化的认识是理解整个银河系演化的基础，并对恒星演化与核合成理论提供约束。银河系化学演化研究的任务，从根本来说，是重现银河系中恒星与气体的元素丰度分布图象。由一团已知质量、化学组成和密度的气体出发，利用恒星形成的一些规律，依靠人们对不同质量恒星的演化和核合成等方面的知识，在适当的假设基础上，去推断银河系的一些作为时间函数的可观测量。 本文正是在银河系化学演化的基础上，利用银河系的三成分(three zone)(即晕、厚盘和薄盘)多相(multi-phase)(气体，分子云，大、小质量恒星以及剩余物质)的化学演化的理论模型，通过与观测约束(质量面密度、场星的年龄-金属丰度关系、太阳附近G矮星金属含量分布函数、三成份的特征量、α元素的星系化学演化、超新星的爆炸率、内落速率等)的比较，来检验模型的合理性。基于以上建立的理论模型来计算中子俘获元素的丰度变化情况。贫金属星的中子俘获元素丰度分布能提供星系形成后各个阶段核合成的较为直接和详细的信息，并为星系化学演化的研究提供更为准确的约束，这一问题的解决将对核天体物理及星系化学演化的一系列问题的解决产生重要影响。本文正是从这方面着手，对中子俘获元素进行了研究，得到如(1)r过程元素核合成产量随着超新星前身星的质量的增加而单调增加，r-过程核合成场所是SNⅡ，质量范围是18M_⊙＜M＜50M_⊙，这与Mathews、Tsujimoto和Travaglio等人的结果完全不同。项全学傀诊丸?.-元玄丰度亚星巫些坐些鱼一一一一一一一一一一一一一一一一一(2)星系r一过程元素的主要来源为大质量星seeond脚r一过程(通过种子核核合成)，核合成区域内种子核和中子源主要来自恒星自身的核反应，这也与MathewS〔23，，TSujim。t。〔’66〕，Travagzi。〔2，〕等人的结论完全不同。由此可以解释以下观测事实:(l)Mg，Eu均产生于SNH星，但质量范围不同，在高质量(>20)Eu的产量高，Mg的产量(相对于太阳)，导致晕星中〔Eu/ Mg」>0，而产生Mg的质量范围较大，致使在厚盘的晚期较小质量超新星也开始对Mg有贡献，而这些星对eu的贡献很小，致使在厚盘星中〔Eu/Mg〕<0，在厚盘中【Eu/ Fe〕随金属丰度的升高而降低，仁Mg/Fe〕随金属丰度的升高而不变.(2)最近的观测表明【’“71前身星为20M。的超新星是产生r一process的主要场所，元素Ba的产量为6xlo一6M。，这与本文所得结果基本一致;(3)大质量星(i .e.，18M。<M<5 OM。)是r一Process的主要场所，这可能是所有极贫金属星r一Process丰度分布与太阳系相似的原因;(4)利用本文所得到的产量可以自然得到Ba峰元素r一process星系化学演化规律，并与观测结果符合;(5)由于极贫金属星是在单颗超新星污染的星云中形成，不同的星云化学成份不同，由此可以解释极贫金属星丰度分布的离散性;(6)由于铁族元素和r过程元素核合成产量都随着超新星前身星的质量的增加而单调增加，由此可以解释极贫金属星中Ba丰度随Fe丰度的增加而增加的正相关性;(7)由于星系r一过程元素的主要来源为大质量星secondaryr一过程(通过种子核核合成)，核合成区域内种子核和中子源主要来自恒星自身的核反应而不是来自极贫金属星形成时很低的初始丰度，由此可以解释观测到的大量极贫金属星中r过程元素的超丰;(8)在典型情况下，f(z)oc气(气:+氏62，)/zo二1，r一过程产量几乎不依赖于种子核物质的丰度。