本文分为两部分，第一部分计算了不同质量Ⅱ型超新星较重元素的r-过程核合成产量并且确定r-过程核合成的主要场所，第二部分重点分析了星系r-过程核合成元素丰度的离散及星系化学演化。 本文首先考虑到随前身星质量增加Ⅱ型超新星爆发α元素的产量并不单调增加，从而导致Ⅱ型超新星所污染的星际气体的α元素丰度出现反转[66]的因素，将贫金属星Ba的观测丰度分为两支，其中i支元素丰度产生于较低质量超新星，y支元素丰度产生于较高质量超新星，采用FM2004[63]的Ⅱ型超新星爆发Mg元素的产量，利用Tsujimoto[6]提出的方法，根据观测到的极贫金属星Ba和Mg丰度数值计算各种质量超新星r-过程的产量，得出星系中r-过程元素核合成的主要质量区间。根据本文所得到的不同质量Ⅱ型超新星r-过程的产量关系，改进Fields[65]等人所提出的方法，解释观测到的贫金属星中子俘获元素的弥散性；另外，r-过程元素的均匀化学演化可以看成r-过程核合成场所的另一重要约束条件，本文还根据三成份(晕、厚盘和薄盘)多相模型(气体、分子云、大小质量恒星以及剩余物质)，利用本文所得到的Ⅱ型超新星的r-过程元素的产量计算了r-过程元素的均匀化学演化，得到如下结论： (1)r-过程产量较高的Ⅱ型超新星质量区域约为25-30M⊙，这个质量区间所占Ⅱ型超新星总数的比例大约为5％，这与Fields等人[65]文中classA给出的比例相符，即物理上与Fields所说的高r-过程产生场所相对应，而Fields所说的低r-过程产生场所实际上是指上述质量区域以外的其它质量的Ⅱ型超新星。 (2)从星系化学的演化角度看，r-过程元素核合成产量随着超新星前身星的质量的增加先增加后减少，在20-30M⊙范围内存在一个峰值。因此r-过程核合成主要场所是SNⅡ的大质量星，r-过程核合成产量几乎不依赖于恒星的初始化学组成，即r-过程核合成区域内的种子核主要来自于恒星内部而不是初始丰度。 由此可以解释以下观测事实：(1)Mg和Eu虽均产生于Ⅱ型超新星，并随着前身星的质量增大产量都在增大，但r过程核合成的产量增大得更快，大质量(20M⊙＜M＜30M⊙)Eu的产量很高，导致其污染区域中[Eu/Mg]＞0，而有效产生Mg的Ⅱ型超新星的质量范围较大，致使在经历多次超新星污染的区域中(厚盘星)[Eu/Mg]＜0[59]； (2)由于有效产生r-过程的超新星的质量范围(25M⊙＜M＜30M⊙)很小，r-过程核合成时物理条件很接近，这可能是所有极贫金属星r-过程丰度分布与太阳系相似的原因；(3)当超新星的前身星的质量为20M⊙时，r-过程Ba元素产量为mBa≈2.6×10-6M⊙，这与观测结果基本一致[58]；取mFe=0.07M⊙[65]，代入(3.1.2)式可得R≈50，此结果与Fields所得结果基本一致； (4)从本文计算的星系晕中Eu、Ba、Ce、La、Pr、Nd、Sm等元素丰度的离散情况可以看出，在极贫金属情况下，由于各区域爆发的超新星数目很少，导致不同区域之间重元素丰度具有很大离散，随着金属丰度的升高，各区域中爆发的超新星数目逐渐增多，不同区域之间重元素丰度的离散逐渐减小并逐渐趋于均匀，由此可解释随着金属丰度的升高贫金属星重元素丰度的离散逐渐减小的观测事实。 (5)金属丰度[Fe/H]＞-2时，对于太阳系中r-过程贡献比例较大的元素(Eu，Sm，Pr)，均匀化学演化模型计算结果与贫金属星丰度观测结果分布基本符合，这从星系化学演化的角度进一步支持了本文所得结果；对于r-过程贡献比例较小的元素(Ba，La，Ce，Nd)，均匀化学演化模型计算结果低于贫金属星丰度观测结果，这时应进一步考虑s过程的贡献[57]。