恒星的化学元素丰度反映了各种核合成过程累积的结果，因此研究恒星的化学元素丰度对于理解不同的核合成过程有非常重要的意义。贫金属星的观测丰度显示，当[Fe/H]=-3时，[Eu/Fe]离散大于2dex。然而这个离散随着金属丰度的增大而减小。[Eu/Fe]的观测上边界很明显:在[Fe/H](≤)-2.5时，上边界近似于一条斜率为-1的直线。然而在[Fe/H]＞-2.5时，上边界的下降趋势趋于平缓。另一方面，[Eu/Fe]的观测下边界在[Fe/H](≤)-2.5时呈现急速上升的趋势，这一趋势在[Fe/H]＞-2.5时也趋于平缓。为了解释贫金属星重中子俘获元素丰度的上、下边界，我们考虑了气体云的初始化学物质组成和两个核合成事件的污染:主要r-过程事件（如前身星质量M≈8-10M☉的Ⅱ型超新星或中子星并合）和能够抛出primary Fe元素的Ⅱ型超新星事件（SNⅡ-Fe事件）。主要r-过程事件产生和抛出主要r-过程元素;SNⅡ-Fe事件（即前身星质量M＞10M☉的Ⅱ型超新星）主要产生弱r-过程元素，同时抛出轻元素和Fe族元素。　　对于主要r-过程事件，虽然两个可能的天体物理场所（前身星质量M≈8-10M☉的Ⅱ型超新星和中子星并合）引起了公众的注意，但是实际的主要r-过程场所和主要r-过程产量并没有完全确定，因此气体云的[Eu/Fe]上限的计算分为两种情况:气体云被前身星质量M≈8-10M☉的Ⅱ型超新星污染和气体云被中子星并合事件污染。计算结果显示这两种情况下的[Eu/Fe]理论上边界非常相似。这些结果说明:对于形成贫金属星的气体云，[Eu/Fe]上边界的形成主要归因于主要r-过程事件的污染。我们也计算得到了气体云的[Eu/Fe]下边界。计算结果说明:对于形成贫金属星的气体云，[Eu/Fe]下边界的形成主要归因于SNⅡ-Fe事件的污染。　　基于贫金属星和极贫金属星（[Fe/H]≤-3）化学元素的观测丰度，我们探索了极贫金属星中子俘获元素丰度趋势的形成机制，并为银河系早期中子俘获元素的丰度趋势建立了形成轨迹。对于[r/H](≤)-5.5的极贫金属星,[r/Fe]丰度趋势的形成主要归因于包含SNⅡ-Fe事件产物的气体云与包含P-存量的气体云的混合。对于[r/H]≈-5.5的极贫金属星，[r/Fe]丰度趋势的形成主要归因于包含主要r-过程事件产物的气体云与包含P-存量的气体云的混合。对于[r/H](≥)-5.5的极贫金属星，[r/Fe]丰度趋势的形成主要归因于包含主要r-过程事件产物的气体云和包含SNⅡ-Fe事件产物的气体云以不同质量比同时与包含P-存量的气体云的混合。　　根据贫金属星中子俘获元素丰度不同的形成机制，我们把贫金属星(MP)，包括极贫金属星(EMP)，划分为5类:(1) MP-rw星:这类恒星主要形成于被SNⅡ-Fe事件直接污染的气体云中;(2) MP-rm星:这类恒星主要形成于被主要r-过程事件直接污染的气体云中;(3) EMP-p/rw星:这类恒星主要形成于包含SNⅡ-Fe事件产物的气体云与包含P-存量的气体云混合后的气体云中;(4) EMP-p/rm星:这类恒星主要形成于包含主要r-过程事件产物的气体云与包含P-存量的气体云混合后的气体云中;(5)EMP-p/r星:这类恒星主要形成于包含主要r-过程事件产物的气体云和包含SNⅡ-Fe事件产物的气体云以不同的质量比同时与包含P-存量的气体云混合后的气体云中。　　ET0097（[Fe/H]=-2.03）是第一颗观测到的位于玉夫座(Sculptor)矮椭球星系的碳超丰贫金属(CEMP)星。由于这颗恒星的C元素明显超丰，而比Ba重的中子俘获元素不超丰，这颗恒星被认为是一颗CEMP-no星。由于其轻中子俘获元素Sr、Y和Zr的丰度明显比Sculptor矮椭球星系的其它恒星以及银河系晕中的C-normal星的丰度高，探索其化学元素的天体物理来源，特别是轻中子俘获元素的天体物理来源有重要的意义。我们采用丰度分解方法探索了ET0097中化学元素的天体物理来源。我们发现这颗样本星的轻元素和Fe族元素主要来自大质量星的primary过程。重中子俘获元素主要来自主要r-过程。然而，这颗样本星的轻中子俘获元素主要来自primary弱s-过程。这一核合成过程对ET0097的Sr，Y和Zr元素的贡献分别为82％，84％和58％。这一结果是重要的证据证明ET0097的元素丰度中有弱s-过程的痕迹以及弱s-过程元素能够在大质量贫金属星中产生。