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本论文的第一部分主要描述了如何通过分析中/高分辨率恒星光谱来研究银河系化学元素丰度的演化。这项工作主要包括两个部分：一、由Subaru/HighDisper-sionSpectrograph(HDS)观测、经运动学参数判据而选出的26颗银河系外晕恒星的化学元素丰度的精细分析研究；二、由VeryLargeTelescope(VLT)Ultraviolet-VisualéchelleSpectrograph(UVES)观测、TheHamburg/ESOR-processEnhancedStarsurvey(HERES)巡天结果的253颗贫金属恒星硅元素丰度的确定。对于第一项工作，本文详细描述了由两套独立的分析方法和局部热动平衡模型大气计算恒星大气参数和确定样本星13种元素丰度的过程。我们的结果表明，对于金属丰度在-3.5<[Fe/H]<-1.0内的恒星，它们的[α/Fe]随着[Fe/H]的增加而缓慢的减少；此外，我们还发现在低金属丰度区，样本星的[Zn/Fe]偏低。这些丰度结果与银河系邻近矮星系中的元素丰度结果类似，这正说明了在外晕形成的后期，银河系经历了与邻近矮星系的并合或碰撞。对于第二个工作，本文阐述了如何用非局部热动平衡的谱线形成计算方法确定HERES样本星Si的元素丰度。我们的结果显示，在之前贫金属Si丰度研究中[Si/Fe]随着有效温度的降低而增加的这一“伪”趋势，随着NLTE的谱线分析的考虑而不复存在。我们在样本星元素丰度研究的过程中还找到了两颗Si元素增丰的恒星--这是在前人的工作中并未发现的。不仅如此，对于这批样本，我们还发现[Si/Fe]元素丰度的本征弥散远小于理论预测值，这说明了Ⅱ型超新星对星际介质的两种增丰模式：质量差别不大的多颗SNeⅡ爆发后在一较大区域内均匀混合；或是单颗SNaⅡ爆发的产物在小区域内混合，而这批样本星在此成团的形成。 本文的第二部分工作主要研究太阳邻域恒星的运动学和动力学性质、测量银盘的局部物质质量密度分布，并进一步的探讨银河系盘的形成和演化机制。在此部分的第一项工作中，我们将SDSS/SEGUE巡天中的K矮星样本依据金属丰度和α-元素丰度分成三组不同的子样本，并分别将每个子样本作为示踪星族，分析它们的运动学性质、用恒星计数的方法计算子样本在垂直方向上的数密度分布(V*(z))以及垂直速度弥散(σz(Z))，最终求解垂直方向上的Jeans方程得到太阳邻域物质密度分布。在此过程中，我们假设了不同的、带参数的Φ(z，R⊙)(或者Kz)模型，通过解析或者数值求解得到模拟的σz(Z)，在与观测的σz，obs相比之后，找出最佳的模型和模型参数。我们的研究方法与前人最大的区别在于利用了在同一引力势阱下、不同金属丰度的子样本分别对Jeans方程进行求解，以得到一致、准确Φ(z，R⊙)和太阳邻域暗物质总量的结果。在我们的计算中，ρ=0.004M⊙pc-3。之后，我们用同一批样本数据研究了银盘的形成机制。目前，用以解释银河系薄盘/厚盘形成的理论给出了四种机制：Accretion，Heating，Radialmigration，和Gas-richmerger。我们通过研究样本星的轨道和运动参数在[α/Fe]-[Fe/H]平面上的分布，将其与Radialmigration的模拟结果相比较，并估计银盘复杂的结构也许并不只是一种模式作用下的结果。