由大量年轻恒星聚集而成的致密恒星系统称为年轻大质量星团，它们是星系组成的基石。在银河系和本星系群中存在着数量有限的年轻大质量星团，它们更多地存在于一些星爆星系和相互作用星系中。极少数量的年轻大质量星团离我们相当接近以致于能够被望远镜分辨开，这些样本带给人们的主要兴趣在于研究其组成恒星的质量函数以及恒星演化与动力学之间的相互关系。而更多遥远不可分辨的那些星团则更多用于研究其星团的质量函数，同时，它们为年轻星团的形成机制提供了宝贵的限制。年轻大质量星团被认为是许多不寻常天体形成的摇篮，它们包含着各种各样的奇异星和双星。尽管它们年老的一些“远亲”，球状星团，包含特别多这样子的奇异恒星，然而，目前为止仅有很少这样的天体在年轻大质量星团中被发现。在银河系中，几乎所有的O型星都处于星团环境中(Parker& Goodwin2007)，其中70％存在于年轻的星团或者星协中(Gies1987)，而剩下的那一部分场星里，还有大约50％的O型星被确认是从星团成份中迁徙出来的(de Wit et al.2005)。de Wit等人于2005年发现仅有大约4％的O型星能被确认不是形成于星团环境中;进一步的研究则认为就连这4％的恒星也来源于星团(Gvaramadze& Bomans2008，Schilbach&Roser2009，Pflamm-Altenburg&Kroupa2010)，这进一步支持了大质量恒星形成于星团的论断。额外的证据还有:观测上发现，今天处于星团环境的恒星所占所有恒星比例(～3×103 M☉Myr-1 kpc-2; Lada& Lada2003)与场星(～3-7×103 M☉Myr-1 kpc-2; Miller& Scalo1979)相当。人们还发现在猎户座B恒星形成区周围的96％的恒星都处于成团的环境中(Clarke，Bonnell& Hillenbrand2000)。　　在观测上我们可以通过测量光谱或者多频带图像来分析得出年轻大质量星团的年龄和质量。由他们的年龄和质量我们可以进一步对给定星系的星爆历史进行分析。高分辨率的哈勃望远镜帮助我们探测星爆区域的质密星团。作为离我们最近的含有数目可观的年轻大质量星团的星系之一，在最近对星系M82的观测项目中，其光学波段的探测范围覆盖了整个星系。这给我们研究星团质量函数瓦解的过程提供了一个很好的机会。M82(NGC3034)又称雪茄星系，位于大熊座，是一个边缘朝向地球的不规则星系，距离地球3.55 Mpc(Lim et al.2013)其名字的来源是因为用红外线光学技术对其观测时M82呈现出雪茄的模样。M82有两个向外投射的锥形热气体云，处于中年时代活跃的恒星形成期。由于与其邻近的大星系M81之间相互作用，从而引发M82的星爆历史。在M82星系的中心区域，星爆活跃区域直径达500 pc.在光学波段，有四处高表面亮度的区域被命名为A，C，D和E区(O Connell& Mangano1978)。Melo et al.(2005)小组曾经用哈勃望远镜第二代广域和行星照相机对M82进行观测，并在星爆中心发现了197个年轻大质量星团，平均质量约为2×105M☉，由此确定该区域环境的高能量和高密度。另一个科研小组Mayya et al.(2008)用哈勃望远镜先进巡天照相机得到在B，V和I波段的图像最后在星盘中找到393个星团，在星核内找到260个星团。关于M82所有的以前的研究工作，包括Lim et al.(2013)，都用到了和本论文中一样的原始数据来分析星团的年龄分布和恒星形成过程。本文重点研究了星团形成的效率极其密度演化过程这两个未被全面深入研究过的方面。　　本研究用IRAF软件对哈勃望远镜观测数据进行处理分析，一共找到22，467个源，之后我们对这些源的尺寸进行分析测量，筛除小于0.83个像素的源（太小而不太可能是真源），再利用IDL对这些源进行孔径测光（已消除零点误差）。我们得到了231个覆盖所有波段的星团的星等，和856个的星团只覆盖U，B，V和I波段星等，为了得到更真实的数据，我们进行了完备性分析来估算有多少源有可能是在数据处理过程中无法被探测到。最后我们得出在U波段，21.5星等，背景噪音开始主导图像的质量，使得完备性跌落到50％。我们采用Salpeter(1955)初始质量函数，金属丰度为一个太阳金属丰度，将观测得到的星团样本的光谱能量分布与理论演化模型(具体方法见Anders etal.(2004b))进行比较拟合，得出了这些星团的最佳拟合年龄，质量还有消光。基于之前的完备性分析，我们在质量-年龄图里对在50％完备性以上的星团分析它们的质量函数。无论是年轻，中等年龄还是老龄的星团，其质量函数曲线都遵循幂指数函数曲线，斜率分别为-2.51，-1.18，-1.00。研究发现，年轻星团随着质量增大，其质量函数曲线从陡到浅变化。而中等年龄和大年龄星团随着质量增大，其质量函数曲线则是反过来从浅到陡变化。这种在稍小的大质量星团的质量函数曲线的不同有可能说明了一个质量瓦解规律。对于那些质量小于一个特定阈值的星团，经过一段时期后，将会被瓦解，这也同时说明中等年龄和老龄样本中的星团已经到了星团瓦解的过程。在对星团的空间位置分布进行研究后我们发现，和全部的年轻样本中的星团比较起来，质量最大的年轻大质量星团全部都集中在一个非常紧密的区域。和全部的中等年龄大质量星团比较起来，质量最大的中等大质量星团则是散落在整个星系。和全部的老龄大质量星团比较起来，质量最大的老龄星团的分布又分布得更加致密一些。　　本研究利用Ishape软件包(Larsen1999)测量出完备性为50％的样本的星团的尺寸。结果发现质量最大的年轻大质量星团也是密度最高的星团。这说明质量最大的年轻星团很有可能受到了星系的潮汐场的影响。对于中等年龄和老龄样本进行分析后，我们没有发现这种最大质量反而有更小尺寸的星团，说明在中等年龄和老龄样本中，这些大质量的星团并不太受潮汐场的影响。在对星团密度与年龄关系图的分析研究中我们发现，图中有一个很明显的上升趋势，图中坐标轴的数据取的是年龄和密度的对数值。这种上升的趋势说明所有星团的最小密度曲线遵循一个指数函数的曲线。进一步分析我们认为在星团的演化过程中存在一个最小密度规律，在给定的年龄里，若星团的密度小于这个最小密度阈值，则该星团将会被瓦解。在分别对年轻样本，中等年龄样本及老龄样本的星团尺寸分布进行分析后发现，这三种样本的结果非常不同。为了研究老龄星团是否能从年轻星团自然演化而来，我们首先假设年轻星团和中等年龄星团的演化遵循最小密度年龄规律。假设所有的年轻和中等年龄的星团都已经演化到了1Gyr，且密度比此年龄下的最小密度阈值还要小的星团都将被瓦解掉后，在进行这样一种理论演化之后，我们分析剩下的星团进行尺寸和质量关系，发现其遵循的最大尺寸随质量演化规律暗示着其在未来将被潮汐激波瓦解的可能性。