X射线双星是由一颗普通恒星和一颗致密星(中子星或黑洞)组成，根据光学伴星质量的大小可以将X射线双星分为大质量X射线双星和小质量X射线双星两类。致密星可以从伴星吸积物质并将引力能转化为热能储存在致密星周围的吸积盘当中。致密星的活动性主要和伴星的质量损失率有关，反过来致密星的X射线辐射也可以影响伴星的星风环境。因此X射线双星是研究普通恒星、致密星、双星间物质交换以及双星演化的理想天体物理实验室。由于小质量X射线双星在光学波段通常比较暗弱，因此我们选择大质量X射线双星作为我们光谱研究的目标。在本文中我们主要分析了四颗大质量X射线双星在兴隆2.16米望远镜观测中的光谱性质。　　 第一章主要介绍了两类X射线双星的观测性质。　　 第二章介绍了2.16米望远镜的构造及基本参数，同时简要介绍了光谱的观测方法和光谱的处理步骤。　　 我们在第三章中介绍了经典Be星和Be/X射线双星的基本观测性质。在Be/X射线双星中存在两种开普勒盘，一个是Be星周围的星周盘，另外一个是致密星周围的吸积盘。通过对Be/X射线双星的多波段观测，我们可以研究这两种盘的形成和演化。我们分析了Be/X射线双星LSI+61°303光谱中Hα发射线的长期和短期变化。通常LSI+61°303的Hα发射线表现为双峰结构，紫峰和红峰的强度可以随着致密星的轨道运动而变化。此外我们还在2001年的光谱中发现了Hα的另外一个成分，认为这个成分来自于致密星周围吸积盘的辐射。　　 我们在第四章中介绍了另外一类大质量X射线双星，sgB[e]/X射线双星的性质。B[e]星和Be星具有类似的观测性质，它们之间明显的不同之处是B[e]星的光谱中存在禁线。当一个超巨星具有B[e]现象的时候我们称之为B[e]超巨星，记为sgB[e]。CI Cam是我们观测目标源中唯一的一颗sgB[e]/X射线双星，它在1998年4月经历一次多波段的大爆发。我们2001到2005年的观测表明CICam在其1998年爆发之后星风环境发生了很大的变化，同时我们的观测表明CICam在2004年底发生过一次较小的爆发活动。　　 在第五章中我们介绍了微类星体的观测属性。微类星体是一类尺度上较小的类星体，它表现有相对论性射电喷流。通过研究微类星体中各种物理过程可以使我们更加深入地了解位于遥远处类星体的性质。SS433是我们观测目标中唯一的一颗能够在光谱中观测到喷流发射线成分的微类星体。我们分析了SS433移动和固定发射线的变化并得出一些初步结果。　　 我们在第六章中介绍了超巨星X射线双星，它是由一颗OB超巨星和一颗致密星(中子星或黑洞)组成。在致密星的引力作用下，超巨星的星风结构就会偏离它自身的球对称分布，在双星间将会产生一个增加的物质流。Cyg X-1是银河系中黑洞X射线双星的原型。我们分析了Cyg X-1的X射线活动状态和Hα发射线之间的强度变化关系，发现聚焦星风成分在X射线高/软态变弱而在低/硬态则变强，大多数情况下，Hα发射线中的超巨星成分无论是在高/软态还是在低/硬态都保持稳定的发射水平。　　 第七章是对所做工作的总结和对未来工作的展望。