郭守敬望远镜是第一台由我国自主创新研制的具有国际竞争力的天文大科学装置，它独有的中星仪式设计使得其兼具了大口径和大视场的两大巡天优势，能够在20平方度的视场里同时获取最高4000个天体的全光学波段中低分辨率光谱(R=1800)，极限星等达到18等，成为目前世界上光谱获取效率最高的巡天望远镜。本文以郭守敬望远镜的银河系光谱巡天观测为背景，发展了一套能够对光谱数据中的M矮星进行自动化搜寻和分类的模板匹配程序，希望通过郭守敬望远镜所观测的大量M矮星来研究银河系的动力学结构及化学演化。　　为了能够利用模板匹配的方法对M矮星进行搜寻和分类，我们对Lepine等人的M矮星模板进行了改进，进一步细化了模板的光谱类型，制作了一套更为精确的M矮星分类模板。Lepine等人的M矮星模板来自于对SDSS数据中同类M矮星光谱的叠加，主要通过M矮星分子谱线强度进行分类，产生了一套沿着金属丰度序列有4个亚型(dM，sdM，esdM，usdM)，沿着温度序列有20个子型(K7.0-M8.5)，共计4×20的M矮星光谱模板，可以很好的区分不同M矮星的金属丰度和表面温度特征。但是，由于SDSS光谱的分辨率较低(R=1800)，很难通过分子谱线强度的精细测量来对M矮星进行更为细致的分类，相比于温度序列的20个子型，金属丰度序列的分辨率明显不足。为此，我们假定M矮星不同金属丰度下分子谱线强度的变化是线性的，通过对两条相邻金属丰度的原有光谱进行线性叠加来合成新的亚型光谱，产生了12种不同金属丰度的光谱亚型(dM+,dM,dM-,sdM+,sdM,sdM-,esdM+,esdM,esdM-,usdM+,usdM，udsM-)，使得我们的模板数目扩展到了12×20个，对不同M矮星的金属丰度分类更为细致和准确。　　我们利用模板匹配程序将郭守敬望远镜的每一条观测光谱都和模板光谱进行了匹配。首先将观测光谱和模板光谱都相对各自的连续谱进行归一化处理，这样可以避免连续谱的影响，使得自动化程序主要通过比较观测光谱和模板光谱的分子谱线相对强度来判断其是否属于同一类光谱。为了找到观测光谱的最佳匹配模板，我们将归一化后的每一条模板光谱都和同一条观测光谱进行了比较，计算每一个像素点的x2值，将6000埃到8000埃波长范围内的所有像素点求和得到整条光谱的x2值，最后选出最小x2值所对应的模板光谱作为最佳匹配模板，模板光谱的光谱类型作为这条观测光谱的光谱类型。　　考虑到观测光谱中还混有很多G，F，K等早型星光谱，我们在模板中特别设置了K5.0和K5.5的两条光谱来作为非M矮星光谱。因为早型星的表面温度较高，光谱中观测不到TiO和CaH等M矮星特有的分子吸收谱线，所以相比于M矮星光谱，早型星光谱和同样没有分子吸收谱线的K型星光谱更为相似，其最佳匹配的模板光谱为非M矮星光谱，从而能够从M矮星的样本中被剔除。除此之外，郭守敬望远镜试观测数据中还存在很多信噪比较低、天光污染严重的疑似M矮星光谱，这些光谱在红端都恰好表现出了和M矮星早型光谱的部分相似性特征，容易被程序误认为是M矮星。为此，我们进一步计算了M矮星光谱和最佳匹配模板光谱在每个像素点的流量偏差值，并对所有偏差进行了求和。我们假设每个像素点的流量值可容许的最大偏差是10％，对应到归一化光谱中为0.1个单位。这样对于6000埃到8000埃之间的1250个像素点，如果两条光谱总偏差的数值大于130，则可以将其标定为非M矮星。　　我们基于郭守敬望远镜2009年到2010年的试观测数据对M矮星进行了搜寻和分类，共找到了2612颗具有较高信噪比的M矮星，制作了一个包含坐标，自行，近红外JHKs星等，光谱类型，分光距离，以及银河系UVW速度等信息在内的M矮星星表。在我们的样本中，大部分M矮星都是富金属的dM型星，还有52颗贫金属的sdM型星，5颗特别贫金属的esdM型星，以及1颗可能的极贫金属usdM型星。作为对M矮星分类结果的检验，我们计算了所有M矮星的分子谱指数，将谱指数分布结果和目前被广泛采用的谱指数ζTiO/CaH的分类标准进行了比较，发现我们的分类方法对金属丰度的估计比ζTiO/CaH的分类更为准确和可靠。我们还进一步讨论了M矮星样本受到的星际红化和M巨星污染的影响，并通过分光距离和自行研究了M矮星样本在银河系中的速度分布情况。