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星团是大量恒星的集合体，是理解星系形成和演化的重要“示踪物”。在本论文中，我们对仙女星系(M31)中的星团进行了一系列研究，包括结构和动力学参数、年龄和质量的求得以及一些统计分析，期望对M31中星团的星族成分和动力学属性、M31的演化历史提供一些有用的理论支持。 首先，我们利用哈勃空间望远镜HST的观测数据，得到了M31中79个星团的面亮度轮廓，通过拟合动力学模型求得了它们的结构和动力学参量。结合银河系的球状星团和M31中的其它星团，我们对其各方面性质进行了讨论。主要结论如下:(1) M31与银河系中星团位于参量空间中相同的区域，这与以前研究中的结论是一致的。(2) M31中星团在大的投影距离处，其体积呈现双峰结构，这与银河系星团是不同的。(3) M31外晕中的球状星团比M31和银河系大多数星团的椭率更大，这可能是由M31周围矮星系的潮汐作用导致的，也可能与M31的吸积或碰撞历史有关。然而，由于样本的限制，这个结论有待进一步的验证。(4) M31中共有11个星团被Sèrsic模型拟合得最好，且拟合参数n＞2，这意味着它们的中心亮度轮廓很尖锐，我们将其归类为核坍缩星团。(5)星团的一些结构和动力学参量之间存在紧密的联系，与星团的年龄、所处的星系环境无关。另外，星团内部结构的紧密联系反映了即使在不同星系，星团形成时期的一些物理条件和过程是一致的。 然后，我们利用BATC的15色测光数据，结合GALEX、宽带UBVRI、SDSS以及2MASS近红外测光星等，拟合最新的星族合成模型，比较精确地得到了M31中135个年轻星团的年龄和质量。我们讨论了M31中年轻星团(＜2Gyr)的一些基本性质，发现:(1)样本年轻星团的年龄平均值约为385 Myr，质量平均值为2×104M☉。年龄的分布存在两个峰值:～60 Myr和～250 Myr，而质量的分布只有一个峰值:～104 M☉。(2) M31中年轻星团在“10 kpc”环(“10 kpc ring”)和外环(“outer ring”)区域存在成团的迹象，表明与M31的恒星形成区域相关。(3)样本年轻星团的年龄和质量与一些结构参量存在明显的联系。一些年轻星团的年龄小于其弛豫时标tr,h，表明它们尚未经过足够的动力学弛豫，因此没有建立热平衡。(4) M31的年轻大质量星团（年龄≤100Myr;质量≥104 M☉）在环分裂区(“ring splitting region”)附近表现出聚集，暗示此处曾经发生过强烈的恒星形成，这可能是由一个伴星系(如M32)穿过M31的盘区所触发的。 最后，我们利用2MASS的观测图像对M31中913个球状星团及候选体进行了JHKs三波段的近红外测光，这为M31中球状星团提供了一个包含星团数目最多、测光一致性最好的JHKs星表。通过细致的对比发现，我们得到的测光星等与以前文献中给出的符合很好。随后我们开展了一些统计分析，并得到了一系列结果:(1)通过最大似然法拟合t5分布得到的球状星团光度函数的峰值为J0=15.348，H0=14.703，Ks0=14.534，与以前研究给出的结果符合很好。(2)将球状星团按投影距离和金属丰度划分为4个子群体，我们发现贫金属星团和富金属星团、星系内区和外区的星团的光度函数都是不同的。一般来说，富金属星团要亮于贫金属星团，而星系内区的星团要亮于外区的星团。(3) M31中球状星团候选体的近红外颜色比球状星团的颜色要红，这可能是球状星团及候选体在近红外颜色中显现出微弱双峰分布的原因。(4)相比于纯近红外的颜色，(V-Ks)0与[Fe/H]有很好的相关性，但两者之间的关系为非线性。(5)样本星团的颜色星等图和双色图显示许多球状星团候选体位于演化轨迹之外，表明它们并非真正的球状星团。另外，颜色星等图显示M31中球状星团的初始质量覆盖很宽的范围，大多数的初始质量位于103和106 M☉之间。