恒星形成于由分子气体和尘埃组成的分子云中。恒星形成（特别是大质量恒星形成）过程中年轻星对周边气体的强烈反馈作用,可能会对分子云的组分产生影响,从而改变成分比例。但是目前的科学研究对这一变化的研究还不十分清楚。本论文以这一科学目标为出发点,以M17大质量恒星形成区为研究对象,利用英国红外望远镜（UKIRT）的UKIDSS-GPS近红外巡天数据和银河画卷巡天（MWISP）的CO分子谱线数据对该分子云的尘埃和气体质量进行了一系列研究。我们通过分别计算分子云的气体柱密度和尘埃柱密度,来研究分子气体质量和尘埃质量的比例关系,进而研究恒星形成活动对气体和尘埃产生的影响。第一章主要介绍研究背景。气体和尘埃是星际介质的主要成分,恒星形成过程中,尘埃在辐射转移、化学和热力学中起着重要的作用。所以本文将气体和尘埃结合起来进行研究,即“气尘比”（gas-to-dust ratio,简称GDR）。“气尘比”是星际气体与星际尘埃的质量之比。一般认为银河系的气尘比值为100¹50。第二章是数据处理部分,主要包括尘埃数据处理和气体数据处理。第一部分是尘埃数据处理,主要内容包括UKIRT望远镜介绍和M17近红外测光数据处理。由于消光与尘埃质量成正比,所以可以用消光表示尘埃质量。首先对J、H、K三个波段的红外测光数据进行点扩散函数测光,然后进行零星等校准。第二部分是气体数据处理,主要内容包括德令哈13.7米望远镜介绍、银河画卷巡天介绍和¹²CO、¹³CO分子谱线的数据处理。对于¹²CO,我们首先计算了¹²CO的谱线积分强度,然后利用转换系数X_CO,获得了氢元素柱密度。对于¹³CO,在局部热动平衡假设（LTE）下,我们根据¹³CO谱线的估算了¹³CO的柱密度,并通过假设¹³CO对氢元素的相对丰度,将¹³CO的柱密度转换成了氢元素的柱密度。第三章是根据数据处理得到的计算结果,主要包括消光图、氢元素柱密度与消光之比（N（H）/A_V）的拟合结果和三个尘埃模型的介绍及应用。对于消光星表,首先用双色图筛选并将筛选出的星表带入消光公式,计算得到每颗恒星V波段的消光星等,然后去掉前景星,最后用二维高斯公式将消光星表转化成消光图。通过对比三个尘埃模型,我们选择由银河系消光曲线推导出的WD01尘埃模型来计算气尘比,当消光小于10 mag时,由¹²CO得到的气尘比为116.5,由¹³CO得到的气尘比为81.9,这两个结果与银河系广泛使用的气尘比值比较接近;当消光大于10 mag时,由¹²CO得到的气尘比为295.3,由¹³CO得到的气尘比为386.1,它们大约是银河系广泛使用的气尘比值的3倍。第四章主要是对计算结果的讨论。我们对比了相关文献,发现A_V<10mag时,N（H）/A_V的结果与以往文献的结果比较接近,A_V>10mag时,N（H）/A_V的结果比文献的结果大很多,然后我们将得到的气尘比与吕张盼等^[64]得到的气尘比做了更细致的对比。对比由¹²CO及由¹³CO推导出的氢元素柱密度,我们发现（（^{1 3}）/（^{1 2}））的比值随柱密度增加而增加,当（^{1 2}）<7.5×10²22 cm^-2时,比值略小于1,（^{1 2}）>7.5×10²22 cm^-2时,比值大于1。我们还绘制了由¹²CO、¹³CO推导出的氢元素柱密度和消光星等的概率密度分布函数（PDF）,发现三者大致符合典型静态分子云的分布特征。我们将大质量恒星标在获得的消光图和气尘比图上,发现它们更易于分布在分子云中消光较小、气尘比值较大的区域,即恒星形成活动会增加气尘比,并且我们猜测M17区域大质量恒星附近的尘埃可能以石墨为主。第五章是论文的总结与展望。