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标准宇宙学模型预言，恒星晕由一些小质量的卫星系统在演化过程中被撕裂吞并而形成。这个过程会在恒星晕中留下遗迹。我们可以通过恒星晕的密度，光度，速度和金属丰度来直接探索恒星晕中的这些遗迹，进而研究星系的结构和演化历史。因此，探测银河系恒星晕中的结构对于我们理解银河系的演化历史非常重要。 M巨星位于赫罗图上红巨星的顶端，有效温度在2400到3700K，光度范围在～103L☉，使得他们成为研究银河系晕结构很好的探针。然而在恒星的演化过程中只有相对富金属的的红巨星才能演化成为足够冷的M巨星，所以在贫金属星主导的银河系晕中M巨星属于比较稀少的恒星类型。但是如果在银河系晕中存在富金属的结构，就很容易借助M巨星的搜寻被探测到。人马座星流中就包含了很多富金属的M巨星，所以M巨星成为探测这个结构的理想天体。人马座星流被认为是人马座矮星系被银河系引力吸积瓦解而成的潮汐流。自从第一次被发现，通过2MASS和SDSS数据的研究，我们已经知道这条星流至少围绕银河系有两周。除了人马座星流这个银河系中最大的结构，在其附近还发现了一些小的结构，他们的起源可能与人马座星流有关，也可能是其他更小的矮星系与银河系相互作用的结果。 通过对LAMOST DR1光谱证认的大样本M巨星，M矮星和类星体的研究，我们发现WISE和2MASS颜色可以很好的将M巨星挑选出来。WISE数据的测光带对于区分M巨星和M矮星非常有效，所以我们给出了一个利用测光选出相对干净并且完备的M巨星的方法。通过与APOGEE数据的交叉证认，我们发现并总结出了一套利用测光关系来定M巨星金属丰度([M/H])的经验公式。我们发现WISE颜色(W1-W2)0和[M/H]之间有一个很强的线性关系，并且这个线性关系的弥散主要来自于测光误差。目前关于M巨星距离的研究多是基于模型给定的，这样确定的距离关系与实际测量结果误差较大。我们基于WISE选出的M巨星，重新确定了计算距离的经验公式，并且分析了金属丰度和恒星形成历史对这个距离经验公式的影响。并基于改进后的经验公式，选出了人马座星流的成员星，并且对其性质进行了讨论。本研究再次论证了人马座星流曳尾和导尾轨道的不对称，同时论证了曳尾在反银心区域轨道的走势。另外我们发现了曳尾延伸到北银冠导尾天区的踪迹（也被叫做Branch C结构），还测量了沿着人马座星流的金属丰度，发现了曳尾和导尾间存在的明显金属丰度偏差，与模型预言的星流形成历史相符合。 基于LAMOST DR2数据中的大约20，000颗M巨星，我们对人马座星流导尾附近的两个结构进行了细致研究。在天区位置210°＜Λ＜290°，距离10-20kpc和[Fe/H]＜-0.75的条件筛选下，我们发现了明显的速度双峰结构，表明可能有两个子结构成分:其中一个与人马座星流导尾的速度特征相似，另外一个子结构的速度特征明显与导尾的速度特征相反。我们用这两个结构的平均速度和速度弥散为他们命名，分别是Vel-3+83和Vel+162+26。通过对这两个结构轨道在X-Z平面的投影与Law和Majewski(2010)模型的比较，我们认为Vel-3+83是一个与人马座星流无关的新的子结构。Vel+162+26子结构应该就是Chou等人(2007)提到的北银冠(NGC)子结构，其起源应该与人马座星流没有关系。