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为了研究大质量恒星形成区M17中的大质量恒星形成过程，我们对这个区域进行了光学和红外波段多样化的数据观测。本论文陈述了有关M17中大质量恒星形成过程的最新研究成果。 第二章介绍了关于M17多样化的数据观测的细节，包括有IRSF/SIRPOL近红外JHKs偏振成像观测，330-2500nm范围内的VLT/X-Shooter光谱观测，达到衍射极限的近红外(VLT/NACO)和中红外(VLT/VISIR)成像观测，近红外H+K波段的VLT/SINFONI积分场光谱观测，以及K波段的VLT/ISAAC光谱观测。对每个独立的观测，我们利用适当的程式化数据处理流程进行了数据处理。 在第三章，我们介绍了M17的近红外偏振成像研究结果，以及重点陈述了M17 UC1-IRS5区域的高空间分辨率近红外/中红外成像和光谱分析的结果。M17的S-bar被认证为大尺度红外反射云(IRN)，它的照亮源是NGC6618星团中心的大质量OB型星;N-bar显示的偏振起源于尘埃的二色性消光。此外，还发现了四个与嵌埋年轻星(YSO)关联的小尺度IRN，它们的照亮源很可能是它们所示踪的分子外流的驱动源。其中两个IRN与M17 UC1-IRS5区域紧密相关。在M17 UC1-IRS5这个拥有正在形成的大质量恒星的特别区域中，观测到的七个点源中有五个显示出红外辐射超。在IRS5A周围发现H2发射与偏振光在几何形态上符合，以及在UC1北面发现弥散中红外发射与偏振光在几何形态上符合。致密PDRs的一个典型特征就是H2发射，其被远紫外(FUV)光子激发到较高能级，随后碰撞去激发到较低能级。在大多数地方发现的HeⅠ，HⅠ，和H2发射谱线同时存在的现象与一个几乎侧向的PDR几何构型矛盾，并说明M17SW与视线方向存在一个适中的夹角。IRS5A和B273A的光谱类型分别是B3-B7V/Ⅲ和G4-G5Ⅲ。基于红外测光数据得到了三个年轻星1-20μm范围内的红外光度，分别为IRS5A的2.0×103L☉，IRS5C的13 L☉，和B273A的10 L☉。IRS5A经确认是个大质量原恒星(～8-9M☉，～1-1.5×105yrs);由于受到恒星活动（辐射压，外流）和膨胀电离氢(HⅡ)区的反馈作用，它可能已经停止吸积。另一个大质量年轻星UC1在它自身的极超致密电离氢(HCHⅡ)区的膨胀作用下也可能已经停止吸积。这个区域的小质量年轻星的盘清理过程可能受到膨胀HⅡ区的影响而被加速。UC1所驱动的分子外流沿南北方向;外流的面向电离前端的那部分物质受到膨胀HⅡ区的挤压。IRS5A的分子外流的蓝移瓣以两种在视线方向重合的纤维状H2发射和中红外发射出现。探测的几条H2发射谱线的比值可以透露M17SW的物理性质;M17SW经确认拥有团块化的结构，其由两种物质分布组成:温度更高和密度更大的分子气体团块(nH＞105 cm-3和T≈575 K)，以及温度较低和密度较小的弥散原子气体分布(nH～3.7×103-1.5×104 cm-3和T～50-200 K)。 第四章利用M17中大质量年轻星候选体的高质量光谱来研究它们的演化状态。我们以CEN93，CEN13和SW1为案例展现了这些大质量年轻星候选体的K波段光谱分析的初步结果。此外，基于VLT/X-Shooter近紫外到近红外的中等分辨率光谱，我们研究了大质量年轻星候选体CEN34。它的光学到近红外光谱(550-2500 nm)显示出一些光球层吸收谱线，例如Hα，CaⅡ三条线，以及CO2-0带头，但并没有发射线。8375-8770(A)范围内的谱线被用来确定CEN34的有效温度和表面引力，分别为Teff=5250±250K和logg=2.0±0.3，对应的光谱类型是早/中型G超巨星。CEN34的能谱分布(SED)表现出一定程度的红外辐射超，这点与大质量年轻星或中等质量年老恒星相似。此外，CEN34的有效温度和表面引力与大质量年轻星或中等质量年老恒星无异。CEN34相对于本地静止标准(LSR)的视向速度以不同谱线的测量值都在-60 km/s左右，明显区别于M17中大质量OB型星的平均视向速度(+25 km/s)以及分子云的视向速度(+20 km/s)。通过模拟CEN34的SED得到星周物质～10-4M☉，其只贡献了CEN34总消光(11 mag)的很小一部分。CEN34的距离经估算在2.0 kpc和4.5kpc之间。如果CEN34是个大质量年轻星，我们假设了动力学抛射过程来解释CEN34与M17的视向速度差别。另外，为了匹配它的有效温度和光度，我们推测CEN34可能在非常短的时间内(～103yrs)以非常高的物质吸积率(＞4×10-3M☉/yr)聚集了大部分的质量，并且目前正处于没有任何质量增长的引力收缩阶段。但是，所有前面描述的CEN34的物理性质同样也适用于一个演化的恒星，它的质量5-7M☉，年龄50-100Myrs，因此它很有可能是个距离介于2.0kpc和4.5kpc之间的post-AGB星。我们认为后一种情况更加可能发生。为了准确地区分这两种可能性还需要进一步精确地测量CEN34的距离。 在第五章，我们分析研究了M17视场范围内点源的近红外偏振性质，以及利用它们在H波段的偏振方向来研究M17整个区域的磁场结构。这些点源的JHKs三个波段的偏振显示出一致的偏振波长关系，其偏振度和波长满足关系P∝λ-1.8，说明它们的偏振起源于尘埃的二色性消光。点源的偏振方位角的分布在170°和110°展现出两个峰值，说明了M17的磁场方向不是单一的。M17的星团区域(NGC6618)的磁场沿南北方向(90°)。然而在周围的PDR磁场方向介于100°～140°之间，并大致垂直于银河系的银盘。这样的磁场结构说明了星团区域的磁场在星团形成过程中从原来垂直于银盘被引力牵引弯曲到观测到的方向。同时，分子云核心区域的磁场表现出沙漏形的结构，也说明分子云的引力塌缩使得磁场朝分子云中心弯曲。在M17的S-bar磁场的总强度经计算≈206μG，磁场方向与天空平面的夹角为29°;磁场在天空平面和视线方向的分量分别是Bsky≈180μG以及Blos≈-100μG。