Οι αστρονομικές παρατηρήσεις που πραγματοποίησε ο Γαλιλαίος, από τότε που έστρεψε το τηλεσκόπιο στον ουρανό μέχρι και το τέλος της ζωής του αύξησαν τη γνώση για το σύμπαν σε αφάνταστο για τους αρχαίους αστρονόμους βαθμό. Έκτοτε ή ανάπτυξη της αστρονομίας συνδέθηκε με την κατασκευή όλο και μεγαλύτερων και πιο βελτιωμένων οπτικού τύπου τηλεσκοπίων. Θα μπορούσαμε να πούμε ότι μετά το μεγάλο άλμα που έγινε με το Γαλιλαίο η συσσώρευση αστρονομικών γνώσεων αυξήθηκε γραμμικά συναρτήσει του χρόνου μέχρι τα μέσα περίπου του 20ου αιώνα. Το επόμενο μεγάλο άλμα στην αστρονομία συντελείται από το τέλος του 2ου Παγκοσμίου πολέμου μέχρι τις μέρες μας. Ζούμε μια επανάσταση στην αστρονομία που σχετίζεται με την ανάπτυξη της ηλεκτρονικής και διαστημικής τεχνολογίας. Οι νέες αυτές επαναστατικές τεχνολογίες υπερνίκησαν τους περιορισμούς από την γήινη ατμόσφαιρα και έδωσαν τη δυνατότητα για τη λήψη και εύκολη καταγραφή υψηλής ακρίβειας δεδομένων από όλο το φάσμα της Η/Μ ακτινοβολίας. Σκοπός αυτής της εργασίας είναι η αναλυτική παρουσίαση της δομής και λειτουργίας των διάφορων τηλεσκοπίων, τα οποία διακρίνονται ανάλογα με την περιοχή του Η/Μ φάσματος που εξετάζουν, καθώς και η μελέτη της συμβολής τους στην αστρονομική έρευνα. Η εργασία αυτή απαρτίζεται από 4 κεφάλαια. Το πρώτο κεφάλαιο, ασχολείται με τα οπτικού τύπου τηλεσκόπια και είναι το πιο εκτενές, δεδομένου ότι ο οπτικός κλάδος της αστρονομίας ήταν για αρκετούς αιώνες ο μοναδικός. Επίσης, στο ίδιο κεφάλαιο περιγράφονται τα είδη και οι βασικές αρχές λειτουργίας των ανιχνευτών και οργάνων που χρησιμοποιούνται τόσο στα οπτικά όσο και στα υπόλοιπα είδη τηλεσκοπίων. Το πρώτο κεφάλαιο ολοκληρώνεται με την περιγραφή της νέας γένιας επίγειων οπτικών τηλεσκοπίων, στα οποία εφαρμόζονται ριζοσπαστικές νέες τεχνολογίες, καθώς και του διαστημικού τηλεσκόπιου Hubble και της συνεισφοράς του. Το δεύτερο κεφάλαιο αφορά τα ραδιοτηλεσκόπια. Η ραδιοαστρονομία είναι η παλαιότερη από τους νέους κλάδους της αστρονομίας που αναπτύχθηκαν στον 20ο αιώνα. Το γεγονός αυτό οφείλεται στο ότι οι ραδιοπαρατηρήσεις μπορούν άνετα να διεξαχθούν από τη γήινη επιφάνεια, δεδομένου ότι η ατμόσφαιρα είναι διαφανής σε μεγάλη έκταση του ραδιοφωνικού φάσματος. Στο κεφάλαιο αυτό, μετά τη μελέτη της δομής και της λειτουργίας των ραδιοτηλεσκοπίων, γίνεται αναλυτική αναφορά στη χρήση των ραδιοτηλεσκοπίων στη μελέτη γαλαξιακών και εξωγαλαξιακών πηγών. Το τρίτο κεφάλαιο αναφέρεται αντίστοιχα στα υπέρυθρου τύπου τηλεσκόπια. Ο κλάδος της υπέρυθρης αστρονομίας μπορεί μόνο κατά ένα μικρό μέρος να διεξαχθεί από επίγεια τηλεσκόπια λόγω της αδιαφάνειας της ατμόσφαιρας στα υπέρυθρα μήκη κύματος, η οποία οφείλεται στην παρουσία υδρατμών και διοξειδίου του άνθρακα στο κατώτερο μέρος της ατμόσφαιρας. Αυτός είναι ο λόγος που η υπέρυθρη αστρονομία πρέπει να συμπληρώνεται από παρατηρήσεις που διεξάγονται από αερομεταφερόμενα παρατηρητήρια καθώς και παρατηρητήρια σε τροχια. Στο κεφάλαιο αυτό αναλύονται τα προβλήματα και οι ιδιαιτερότητες των υπέρυθρων τηλεσκοπίων και γίνεται ιδιαίτερη μνεία στα τηλεσκόπια υπερύθρου που διεξάγουν παρατηρήσεις σε τροχια γύρω από τη Γη. Το κεφάλαιο κλείνει με την παρουσίαση της συμβολής των υπέρυθρων τηλεσκοπίων στη λύση των προβλημάτων της αστροφυσικής και της κοσμολογίας. Το τέταρτο κεφάλαιο αναφέρεται στα τηλεσκόπια ακτίνων Χ και γ. Η έρευνα σε αυτόν τον κλάδο της αστρόνομίας διεξάγεται μόνο από το διάστημα, δεδομένου ότι η γήινη ατμόσφαιρα είναι πλήρως αδιαφανής σε αυτή την περιοχή μήκους κύματος. Αρχικά, γίνεται αναφορά στο πώς η μεγάλη διεισδυτικότητα των ακτίνων Χ και γ διαφοροποιει τον σχεδιασμό των εν λόγω τηλεσκοπίων. Ακολούθως, αναφέρονται τα παρατηρητήρια ακτίνων Χ και γ τα οποία βρίσκονται σε τροχια. Τέλος περιγράφονται τα είδη των ουράνιων αντικειμένων που εμπίπτουν στην περιοχή μελέτης της αστρονομίας ακτινων Χ και γ καθώς και σχετικές ανακαλύψεις αυτού του κλάδου. / Structure and function of telescopes.

Πρόσφατες παρατηρήσεις με τον δορυφόρο Chandra δείχνουν ότι οι Ενεργοί Γαλαξιακοί Πυρήνες (AGN) πιθανόν να κατανέμονται διαφορετικά στον χώρο από ότι οι συνηθισμένοι γαλαξίες, ιχνηλατώντας πυκνές περιοχές του Σύμπαντος. Στην παρούσα διατριβή παρουσιάζουμε την πλέον λεπτομερή ανάλυση που έχει ποτέ πραγματοποιηθεί, τόσο σε πλήθος δεδομένων όσο και μεθόδων ανάλυσης, των Κοσμολογικών Δομών σε πεδία του δορυφόρου ακτίνων-Χ Chandra. Συγκεκριμένα αναλύουμε α) την χωρική συνάρτηση συσχέτισης σε διαφορετικές ερυθρές μετατοπίσεις και διαφορετικές φωτεινότητες β) υπολογίζουμε την χωρική συνάρτηση συσχέτισης για τις πηγές για τις οποίες υπάρχουν φασματοσκοπικές οπτικές παρατηρήσεις και διερευνούμε πιθανή εξάρτηση της σμηνοποίησης με την φωτεινότητα, την απορρόφηση και το οπτικό χρώμα γ) υπολογίζουμε την γωνιακή συνάρτηση συσχέτισης των AGN και την συγκρίνουμε, μέσω της εξίσωσης Limbers με την χωρική συνάρτηση συσχέτισης που έχει υπολογιστεί απευθείας. Τα αποτελέσματα της διδακτορικής αυτής διατριβής συμβάλλουν σημαντικά στην κατανόηση τόσο της κατανομής της ύλης στο Σύμπαν όσο και του τρόπου με τον οποίο πυροδοτείται το φαινόμενο των Ενεργών Γαλαξιακών Πυρήνων. Χρησιμοποιώντας το μεγαλύτερο δείγμα πηγών ακτίνων Χ που έχει χρησιμοποιηθεί ποτέ με τον δορυφόρο Chandra, ανιχνεύουμε τις Δομές Μεγάλης Κλίμακας. Συγκεκριμένα υπολογίσαμε την χωρική συνάρτηση 2 σημείων για 1466 AGN που έχουν ανιχνευθεί στις ακτίνες Χ, αξιοποιώντας τα πεδία Chandra Deep Fields (CDFs) , ECDF-S, COSMOS και AEGIS στο ενεργειακό εύρος (0.5 − 8 keV). Χρησιμοποιήθηκαν φασματοσκοπικές ερυθρομεταθέσεις στο εύρος 0 < z < 3 για τις πηγές ακτίνων Χ με μέση τιμή ερυθρομετάθε- σης z = 0.976. Αναλύοντας την χωρική συνάρτηση σε δύο συνιστώσες, μια παράλληλη και μία κάθετη στην οπτική διεύθυνση λόγω των ιδιάζουσων ταχυτήτων, που οφείλονται στο τοπικό βαρυτικό δυναμικό και προκαλούν στρέβλωση στις θέσεις των αντικειμένων στο χώρο των ερυθρομεταθέσεων, υπολογίσαμε το χαρακτηριστικό μέγεθος της σμηνοποίησης r0 στην τιμή r0 = 7.3 ± 0.6h−1Mpc με κλίση γ = 1.48 ± 0.12. Η τιμή αυτή αντιστοιχεί στην τιμή της παραμέτρου που συνδέει τις διαταραχές πυκνότητας μεταξύ της φωτεινής με την σκοτεινή ύλη και ονομάζεται παράμετρος bias, b(z) = 2.26 ± 0.16. Χρησιμοποιώντας δύο διαφορετικά εξελικτικά μοντέλα bias εκτιμήσαμε την μάζα της άλω της σκοτεινής ύλης που είναι εμβαπτισμένοι οι Ενεργοί Γαλαξίες ακτίνων Χ, με τιμή Mh = 13(±0.3)×1013h−1M⊙. Η τιμή της παραμέτρου b όπως και η αντίστοιχη μάζα της άλω είναι εμφανώς μεγαλύτερη από την αντίστοιχη μάζα σκοτεινής ύλης που περικλείει τους Ενεργούς Γαλαξίες που έχουν ανιχνευθεί στο οπτικό μέρος του φάσματος, για την ίδια ερυθρομετάθεση. Χωρίζοντας το δείγμα των AGN στις ακτίνες Χ σε διαφορετικές περιοχές ερυθρομεταθέσεων, και παρατηρώντας την τιμή του bias πως εξελίσσεται σε συνάρτηση με την ερυθρομετάθεση, σε συμφωνία με πρόσφατες μελέτες, διαπιστώσαμε ότι μία μοναδική μέση τιμή μάζας άλω σκοτεινής ύλης δεν αναπαράγει τα δεδομένα σε όλες τις ερυθρομεταθέσεις. Επιπλέον γύρω από ερυθρομετάθεση z ∼ 1, μελετώντας 650 πηγές ακτίνων Χ, και λαμβάνοντας υπ’ όψιν την εξάρτηση της σμηνοποίησης με την ερυ- θρομετάθεση, βρήκαμε ενδείξεις εξάρτησης της σμηνοποίησης με την φωτεινότητα στις ακτίνες Χ, δηλαδή ότι οι πιο φωτεινές πηγές παρουσιάζουν μεγαλύτερο χαρακτηριστικό μέγεθος σμηνοποίησης r0 και κατά συνέπεια εδράζονται σε άλω σκοτεινής ύλης μεγαλύτερης μάζας. Οι παραπάνω διαπιστώσεις είναι σύμφωνες με το κοσμολογικό μοντέλο στο οποίο το αέριο που τροφοδοτεί με μάζα την υπερμαζική μελανή οπή, για μέσης φωτεινότητας AGN, προέρχεται κυρίως από το νέφος θερμού αερίου που βρίσκεται στην άλω του γαλαξία που εδράζεται η μελανή οπή. Ο πληθυσμός όμως των AGN δεν είναι ομοιογενής ως προς την απορρόφηση. Προκειμένου να εξετάσουμε τα διάφορα προτεινόμενα μοντέλα για AGN που εμπεριέχουν την απορρόφηση καθώς και να συγκρίνουμε με προηγούμενες μελέτες σμηνοποίησης ως προς την παράμετρο της απορρόφησης αναλύουμε την χωρική συνάρτηση συσχέτισης δύο σημείων, για πηγές ακτίνων Χ, με φασματοσκοπική πληροφορία. Η μελέτη συμπεριλαμβάνει τα πεδία CDF-N, CDF-S, AEGIS, ECDF-S, και COSMOS για την συνολική ενεργειακή περιοχή 0.5 − 10kev για το εύρος ερυθρομεταθέσεων 0.6 < z < 1.4, την εποχή δηλαδή που εμφανίζεται η μέγιστη πυκνότητα πληθυσμού AGN. Αξιοποιώντας την φασματοσκοπική πληροφορία που μας παρέχεται από τα 5 πεδία, το δείγμα πηγών αποτελείται από 359 πηγές που είναι απορροφημένες στις ακτίνες Χ και 371 πηγές που είναι μη απορροφημένες στις ακτίνες Χ. Υπολογίζοντας την χωρική συνάρτηση συσχέτισης διαπιστώσαμε ότι τόσο τα μη απορροφημένα AGN στις ακτίνες Χ όσο και τα απορροφημένα AGN στις ακτίνες Χ παρουσιάζουν παρόμοιο χαρακτηριστικό μέγεθος σμηνοποίησης, γεγονός συμβατό με το μοντέλο ενοποίησης των AGN. Επιπλέον συγκρίνουμε τα αποτελέσματα με τα αντίστοιχα για AGN που διαχωρίζονται ως προς την απορρόφηση στο υπέρυθρο. Ο διαχωρισμός των AGN ως προς το υπέρυθρο στηρίζεται στην διαφορά του δείκτη χρώ- ματος ανάμεσα στο οπτικό (R περιοχή) και στο υπέρυθρο (4.5μm). Τα χρώματα δηλαδή προέρχονται από περιοχές του ξενιστή γαλαξία και του τόρου, και δεν ”αγγίζουν” την μελανή οπή όπως οι ακτίνες Χ. Οι διαφορές που προκύπτουν ανάμεσα στα δύο κριτήρια εξηγούνται λόγω της συνεισφοράς της ακτινοβολίας του ξενιστή γαλαξία και επηρεάζει πολύ σημαντικά το κριτήριο που διαχωρίζει τα απορροφημένα και μη AGN, με βάση την απορρόφηση στο υπέρυθρο. Για τον υπολογισμό απευθείας της χωρικής συνάρτησης συσχέτισης χρειαζόμαστε επισκόπηση στο οπτικό που θα παρέχει φασματοσκοπική πληροφορία είτε ακριβείς φωτομετρικές μετρήσεις που είναι δύσκολο να επιτευχθούν λόγω των σφαλμάτων που εμπεριέχουν. Ακόμα καλύτερη στατιστική μπορεί να επιτευχθεί υπολογίζοντας την γωνιακή συνάρτηση συσχέτισης (ACF). Με την συγκεκριμένη μέθοδο αξιοποιούμε όλες τις πη- γές που έχουν ανιχνευθεί και όχι μόνο αυτές που έχουν φασματοσκοπική πληροφορία. Μέσω της εξίσωσης Limbers μπορούμε να αναχθούμε από την γωνιακή στην χωρική συνάρτηση συσχέτισης. Τα αποτελέσματα όμως που προκύπτουν από προηγούμενες μελέτες στις ακτίνες Χ, έρχονται σε αντίθεση με τις μελέτες που υπολογίζουν απευθείας την χωρική συνάρτηση συσχέτισης. Όλες οι μελέτες που αξιοποιούν την γωνιακή συνάρτηση συσχέτισης βρίσκουν συστηματικά μεγάλα χωρικά μήκη σμηνοποίησης. Ένας τρόπος για την περαιτέρω διερεύνηση είναι να εξετάσουμε τον υπολογισμό απο κοινού της γωνιακής και της χωρικής συνάρτησης συσχέτισης για τον ίδιο σύνολο αντικειμένων. Στην παρούσα μελέτη υπολογίζουμε την χωρική συνάρτηση συσχέτισης για τα πεδία AEGIS και ECDFS χρησιμοποιώντας 312 και 228 πηγές αντίστοιχα με φασματοσκοπική πληροφορία. Στην συνέχεια υπολογίζουμε την γωνιακή συνάρτηση συσχέτισης των ίδιων πηγών και την ανάγουμε στην χωρική χρησιμοποιώντας εναλλακτικά είτε την κατανομή ερυθρομετάθεσης όπως αυτή προκύπτει από την συνάρτηση φωτεινότητας, είτε όπως αυτή εξάγεται απευθείας από τα παρατηρησιακά δεδομένα. Χρησιμοποιώντας τον κατάλληλο μαθηματικό φορμαλισμό για κοσμολογία ΛCDM, διαπιστώνουμε για πρώτη φορά ότι η γωνιακή συνάρτηση συσχέτισης ανάγεται στην αντίστοιχη χωρική με αρκετά μεγάλη ακρίβεια. Επειδή ο μηχανισμός επαύξησης ύλης στην μελανή οπή επηρεάζεται άμεσα από το εγγύς περιβάλλον, επομένως επηρεάζεται και το χρώμα του ξενιστή γαλαξία, ένας στατιστικός τρόπος εξέτασης απευθείας του περιβάλλοντος είναι η μελέτη της χωρικής συνάρτησης συσχέτισης. Η μελέτη αυτή στηρίζεται επίσης στην ανάλυση των πηγών των ακτίνων Χ των πεδίων CDF-N, CDF-S, ECDFS-S, AEGIS και COSMOS για το ενεργειακό εύρος 0.5 − 10keV σε εύρος ερυθρομεταθέσεων 0.6 < z < 1.4 με την επιπλέον πληροφορία του δείκτη χρώματος U − B όπως επίσης και του απόλυτου μεγέθους στο κυανό MB. Διαχωρίζοντας το δείγμα ανάλογα με το χρώμα στο οπτικό σε μπλε και κόκκινους, διαπιστώσαμε ότι τα AGN που εδράζονται σε κόκκινους ξενιστές γαλαξίες έχουν μεγαλύτερα r0 και επομένως βρίσκονται σε πυκνότερα περιβάλλοντα σε σχέση με τα AGN που εδράζονται σε μπλε ξενιστές γαλαξίες. Διερευνώντας εάν το παρατηρούμενο χρώμα στο οπτικό επηρεάζεται απο την απορρόφηση των AGN ακτίνων Χ, και το κατά πόσο το κόκκινο χρώμα οφείλεται αποκλειστικά στο γηραιό αστρικό πληθυσμό ή οφείλεται στη σκόνη, διαπιστώσαμε ότι η σκόνη που μπορεί να οφείλεται σε αστρογέννεση επηρεάζει σε σημαντικό βαθμό το χρώμα των κόκκινων ξενιστών γαλαξιών. Επομένως ο διαχωρισμός των AGN ανάλογα με το χρώμα που εμφανίζουν στο οπτικό μέρος του φάσματος, δεν είναι ξεκάθαρος, κατά συνέπεια δεν μπορούμε να καταλήξουμε σε ασφαλή συμπεράσματα αν το περιβάλλον στο οποίο εδράζονται, επηρεάζει το χρώμα του ξενιστή γαλαξία. / Over the last decade Chandra extragalactic surveys indicate that AGN are distributed in space in different way than the normal galaxies, tracing denser regions of the Universe. In this thesis we provide the most accurate estimate for data analysis methods using sources compiled from Chandra satellite. Specifically a) we estimate the spatial two point correlation function in different redshift and luminosity intervals b) using the spectroscopic redshift information we derive the spatial correlation function and we investigate possible dependence of clustering on luminosity, on obscuration and on optical color c) we perform an angular correlation function analysis and via Limber’s equation, we compare with the direct measurements of spatial clustering. These results are not only important for constraining the accretion history of the Universe but they may also hold the key for understanding how galaxies evolve. Using the largest X-ray selected AGN sample used so far for this scope, we present the spatial clustering properties of 1466 X-ray selected AGN compiled from the Chandra CDF-N, CDF-S, ECDF-S, COSMOS and AEGIS fields in the 0.5 − 2keV band. The Xray sources span the redshift interval 0 < z < 3 and have a median value of z = 0.976. We employ the projected two point correlation function, in order to avoid the distorting effect of peculiar velocities, to infer the spatial clustering and we found a clustering length of r0 = 7.3 ± 0.6h−1 Mpc and a slope of γ = 1.48 ± 0.12 which corresponds to a bias b(z) = 2.26 ± 0.16, i.e the value that encapsulates how extragalactic sources trace the underlying mass fluctuation field. Using two different halo bias models, we consistently estimate an average dark-matter host halo mass of Mh = 13(±0.3) × 1013h−1M⊙. The X-ray AGN bias and the corresponding dark matter host halo mass, are significantly higher than the corresponding values of optically selected AGN, at the same redshifts. The redshift evolution of the X-ray selected AGN bias indicates, in agreement with other recent studies that a unique dark-matter halo mass does not fit well the bias at all the different redshifts probed. Furthermore we investigate if there is a dependence of the clustering strength on X-ray luminosity. To this end we consider only 650 sources around z ∼ 1 and we apply a procedure to disentangle the dependence of clustering on redshift. We find indications for a possible dependence of the clustering length on X-ray luminosity in the sense that the more luminous sources have a larger clustering length and hence a higher dark-matter halo mass. These findings appear to be consitent with a galaxy-formation model where the gas accreted onto the Supermassive Black Hole (SMBH) in intermediate luminosity AGN, comes mostly from the hot halo atmosphere around the host galaxy. But the AGN population is not homogeneous in terms of their obscuration properties. In order to investigate several models which include obscuration for the formation and evolution of AGN, and to compare with several studies which have attempted to measure the clustering of obscured and unobscured AGN we perform a spatial correlation function analysis. We present hte clustering properties of 371 unobscured and 359 obscured X-ray selected (0.5−10keV) AGN with spectroscopic redshifts. These are found in the CDF-N, CDF-S, ECDF-S, COSMOS and AEGIS fields in the redshift interval 0.6 < z < 1.4. We found that both samples have identical clustering lengths. This result supports the unification models. Furthermore we compare our findings with recent results that base the obscured and unobscured AGN classification on the optical/IR colour (R − 4.5 > 6.1). We find that the two selection criteria above, select different obscured AGN samples. In particular reddened AGN with R − 4.5 > 6.1 are divided almost equally between X-ray obscured and unobscured AGN. In order to derive directly the spatial clustering length for a large sample of X-ray AGN an extensive spectroscopy campaign is required or high quality of photometric redshift measurements. Even better statistics can be provided by the angular correlation function (ACF). With this method we make use all the available sources, not only those having spectroscopic redshifts. Several studies have explored the angular clustering of AGN in x-ray wavelengths. These studies measure the projected angular clustering and then via Limber’s equation derive the corresponding spatial clustering length. These results contradict with the direct measurements of clustering, with all the angular correlation analyses finding systematically large correlation amplitudes. A way to break this impasse is to derive both the angular and spatial clustering for the same set of objects. In this study we derive the spatial correlation function in the AEGIS and ECDF-S fields using 312 and 258 sources with spectroscopic redshift information. Then we derive the ACF for exactly the same sources, to infer the spatial correlation length, using in one case the redshift distribution providing from luminosity function and in other case the redshift distribution as it observed from the sources with spectroscopic redshifts. Using the appropriate evolution model for a ΛCDM cosmology, we find for the first time that the clustering length derived from the spatial correlation function matches that derived from the angular correlation function. It is now well established that there is an interplay between the evolution of galaxies and the accretion of SMBH that hosts. Since the triggering of AGN is affected from the close environment, it is possible that color of the the host galaxy of AGN is also affected. In order to examine possible dependence of clustering of AGN on host galaxy color we present the clustering properties of 308 X-ray selected sources in blue host galaxies and 172 X-ray AGN in red host galaxies, in the 0.5 − 10keV. These are found in the CDF-N, CDF-S, ECDF-S, COSMOS and AEGIS fields in the redshift interval 0.6 < z < 1.4. We derive red and blue X-ray AGN from their optical colors of the host galaxy. We distinguish AGN host red and AGN host blue using the observed color bimodality in the whole sample using the information of color magnitude space. We perform a spatial correlation function analysis for the two samples and we found that X-ray AGN red host are clustered significantly higher than the AGN blue host. Further examination of the AGN red host indicates that is a mixed population, since encapsulates a significant fraction of obscured high X-ray luminosity and star forming sources.

- / -

- / -

- / -

The current thesis is focused on the study of tomosynthesis techniques applied on breast imaging, in order to improve the detection of breast lesions. Breast Tomosynthesis (BT) is a pseudo-three-dimensional (3D) x-ray imaging technique that provides reconstructed tomographic images from a set of angular projections taken in a limited arc around the breast, with dose levels similar to those of a two-view conventional mammography. Simulation studies and clinical trials suggest that BT is very useful for imaging the breast in an attempt to optimize the detection and characterization of lesions particularly in dense breasts and has the potential to reduce the recall rate. Reconstruction algorithms and acquisition parameters are critical for the quality of reconstructed slices. The aim of this research is to explore tomosynthesis modalities for breast imaging and evaluate them against existing mammographic techniques as well as to investigate the effect of reconstruction algorithms and acquisition parameters on the image quality of tomosynthetic slices. A specific aim and innovation of the study was to demonstrate the feasibility of combining BT and monochromatic radiation for 3D breast imaging, an approach that had not been studied thoroughly yet. For the purposes of this study a computer-based platform has been developed in Matlab incorporating reconstruction algorithms and filtering techniques for BT applications. It is fully parameterized and has a modular architecture for easy addition of new algorithms. Simulations studies with the XRayImaging Simulator and experimental work at ELETTRA Synchrotron facilities in Trieste, Italy, have been performed using software and complex hardware phantoms, of realistic shape and size, consisting of materials mimicking the breast tissue. The work has been carried out in comparison to conventional BT and mammography and demonstrates the feasibility of the studied new technique and the potential advantages of using BT with synchrotron modality for the detection of breast low- and high-contrast breast lesions such as masses and microcalcifications (μCs). Evaluations of both simulation and experimental tomograms demonstrated superior visibility of all reconstructed features using appropriately optimized filtered algorithms. Moreover, image quality and evaluation metrics are improved with extending the acquisition length for the masses. The visualization of μCs was found less sensitive to this parameter due to their high inherent contrast. Breast tomosynthesis shows advantages in visualizing features of small size within phantoms of increased thickness and especially in bringing into focus and localizing low-contrast masses hidden in a highly heterogeneous background with superimposed structures. Monochromatic beams can result in better tissue differentiation and in combination with BT can lead to improvement of features’ visibility, better detail and higher contrast. Monochromatic BT provided improved image quality at lower incident exposures, compared to conventional mammography, concerning mass detection and visibility of borders, which is important for their characterization, especially when they are spiculated. Overall it has been proved that while reducing the radiation dose, monochromatic beams combined with BT, result in an improvement of image quality. These findings are encouraging for the development of a tomosynthesis system based on monochromatic beams. / Η συγκεκριμένη διατριβή εστιάζει στη μελέτη των τεχνικών της τομοσύνθεσης όπως αυτές εφαρμόζονται στην απεικόνιση του μαστού, με στόχο την βελτίωση της ανίχνευσης των αλλοιώσεων του μαστού. Η τομοσύνθεση του μαστού είναι μια τεχνική ψευδό-τρισδιάστατης απεικόνισης με ακτίνες-χ που ανακατασκευάζει τομογραφικές εικόνες χρησιμοποιώντας μια σειρά προβολικών λήψεων υπό διαφορετικές γωνίες σε περιορισμένο τόξο γύρω από το μαστό και με δόσεις ακτινοβολίας παρόμοιες με εκείνες που απαιτούνται για τις δύο τυπικές λήψεις της κλασικής μαστογραφία. Μελέτες προσομοίωσης και κλινικές δοκιμές δείχνουν πως η τομοσύνθεση του μαστού βελτιώνει την απεικόνιση του μαστού, με αποτέλεσμα την καλύτερη ανίχνευση των αλλοιώσεων ειδικά σε πυκνούς μαστούς και αναμένεται ότι η εφαρμογή της θα μπορούσε να μειώσει την ανάγκη επανάληψης της εξέτασης. Οι αλγόριθμοι ανακατασκευής και οι παράμετροι λήψης των προβολικών εικόνων είναι μεγάλης σημασίας για την ποιότητα των ανακατασκευασμένων τομογραφικών εικόνων. Ο στόχος αυτής της έρευνας είναι να μελετήσει τεχνικές που βασίζονται στην τομογραφική απεικόνιση του μαστού και να τις συγκρίνει με υπάρχουσες τεχνικές μαστογραφίας καθώς και να διερευνήσει την επίδραση των αλγορίθμων ανακατασκευής και των παραμέτρων λήψης στην ποιότητα της ανακατασκευασμένης τομογραφικής εικόνας. Ένας συγκεκριμένος στόχος και καινοτομία αυτής της μελέτης ήταν να διερευνήσει πιθανά πλεονεκτήματα και να επιδείξει την σκοπιμότητα του συνδυασμού της τομοσύνθεσης του μαστού με μονοχρωματική ακτινοβολία που παράγεται από σύγχροτρον για την τρισδιάστατη απεικόνιση του μαστού, μία προσέγγιση που δεν είχε ακόμα μελετηθεί εκτενώς. Για τις ανάγκες αυτής της μελέτης αναπτύχθηκε στο Matlab μια πλατφόρμα που ενσωματώνει αλγορίθμους ανακατασκευής και τεχνικές φιλτραρίσματος για τομοσύνθεση μαστού. Η εφαρμογή είναι πλήρως παραμετροποιημένη και σχεδιασμένη ώστε να είναι εύκολη η προσθήκη νέων αλγορίθμων. Προσομοιώσεις με τη χρήση του προσομοιωτή XRayImagingSimulator καθώς και πειραματικές μελέτες στις εγκαταστάσεις σύγχροτρον ELETΤRA, στην Τεργέστη της Ιταλίας έχουν πραγματοποιηθεί, με χρήση απλών και σύνθετων ομοιωμάτων μαστού, μιμούμενα τις ιδιότητες του ιστού του μαστού, με ρεαλιστικό μέγεθος και σχήμα. Οι μελέτες έχουν πραγματοποιηθεί σε σύγκριση με την τυπική τομοσύνθεση μαστογραφία και δείχνουν πόσο εφικτή είναι η νέα τεχνική και τα δυνητικά πλεονεκτήματα της τομοσύνθεσης του μαστού με χρήση μονοχρωματικής ακτινοβολίας για την εύρεση χαμηλής και υψηλής αντίθεσης αλλοιώσεων όπως μάζες και μικροαποτιτανώσεις. Εκτιμήσεις των τομογραφικών εικόνων που έχουν προκύψει τόσο από προσομοιώσεις όσο και από πειράματα δείχνουν βελτιωμένη απεικόνιση όλων των ανακατασκευασμένων στοιχείων ενδιαφέροντος με χρήση κατάλληλων βελτιστοποιημένων φίλτρων. Επιπλέον, η ποιότητα της εικόνας βελτιώνεται με τη διεύρυνση του τόξου λήψης για τις μάζες, ενώ η απεικόνιση των μικροαποτιτανώσεων βρέθηκε να είναι λιγότερο ευαίσθητη σε αυτή τη παράμετρο λόγω της υψηλότερης αντίθεσης που έχουν σε σχέση με τον περιβάλλοντα φυσιολογικό ιστό του μαστού. Η τομοσύνθεση του μαστού φάνηκε να έχει πλεονεκτήματα στην απεικόνιση αλλοιώσεων μικρού μεγέθους και πιο συγκεκριμένα στο να διακρίνει και να ανιχνεύει χαμηλής αντίθεσης μάζες, μέσα σε πυκνούς μαστούς με έντονα ετερογενή σύσταση, μετριάζοντας τα προβλήματα επικάλυψης. Η μονοχρωματική ακτινοβολία μπορεί να προσφέρει καλύτερη διαφοροποίηση των ιστών του μαστού και σε συνδυασμό με την τομοσύνθεση μπορεί να οδηγήσει στην βελτίωση της απεικόνισης των αλλοιώσεων και στην παραγωγή εικόνων με καλύτερη λεπτομέρεια και υψηλότερη αντίθεση. Γενικά βρέθηκε ότι η μονοχρωματική τομοσύνθεση του μαστού παρέχει βελτιωμένη ποιότητα εικόνας, σε σύγκριση με την κλασική μαστογραφία, όσον αφορά την ανίχνευση όγκων και την ορατότητα των περιγραμμάτων τους, που είναι σημαντική για τον χαρακτηρισμό των μαζών, ειδικά όταν δεν έχουν καλώς καθορισμένα όρια. Συνολικά η μελέτη αυτή έδειξε ότι ακόμα και με μικρότερη δόση ακτινοβολίας, η χρήση μονοχρωματικής ακτινοβολίας σε συνδυασμό με την τομοσύνθεση του μαστού, έχουν ως αποτέλεσμα την βελτίωση της εικόνας, γεγονός που είναι ενθαρρυντικό για την ανάπτυξη ενός συστήματος τομοσύνθεσης βασισμένο σε ακτίνες-χ μονοχρωματικής δέσμης.

Σκοπός του διδακτορικού αυτού είναι να αναδείξει τις ομοιότητες και τις διαφορές των ενεργών πυρήνων, μελετώντας το περιβάλλον γαλαξιών τύπου Sy1, Sy2, αλλά και λαμπρών υπέρυθρων γαλαξιών (BIRG, οι οποίοι ως επί το πλείστον είναι τύπου Starburst και Sy2) και συγκρίνοντας το με το περιβάλλον κανονικών μη ενεργών γαλαξιών. Διερευνάται επίσης εις βάθος, η σχέση Starburst και AGN γαλαξιών και περιλαμβάνεται η αναλυτική φασματοσκοπική μελέτη και κατηγοριοποίηση των γειτόνων των Seyfert και BIRG, σε μία προσπάθεια να βρεθεί η αναμενόμενη αμφίδρομη σχέση μεταξύ των αλληλεπιδρώντων γαλαξιών. Εν κατακλείδι, προτείνεται ένα συνολικό εξελικτικό σενάριο, που περιλαμβάνει όλους τους τύπους των ενεργών γαλαξιών που παρατηρούνται στο τοπικό σύμπαν. Το τελευταίο τμήμα της διατριβής προσεγγίζει το πρόβλημα του περιβάλλοντος των ενεργών γαλαξιών από μία διαφορετική πλευρά, αυτή των σμηνών γαλαξιών. Η ανεύρεση των ενεργών πυρήνων σε αυτή την περίπτωση γίνεται με χρήση δεδομένων ακτινών-Χ από το δορυφόρο XMM-Newton. Η ορθή ερμηνεία των αποτελεσμάτων προϋποθέτει την σύγκριση των αποτελεσμάτων με οπτικά δεδομένα, η οποία ακολουθεί σε δεύτερη φάση. / The purpose of the present thesis is to bring out the similarities and the differences of the Active Galactic Nuclei (AGN), by studying the environment of Seyfert and of Bright IRAS galaxies (BIRG, which in their majority are Starburst and Sy2 galaxies) and compare it with the environment of normal (non-active) galaxies. The Starburst/AGN connection is also studied and the spectroscopic analysis and classification of all the neighboring galaxies of Seyferts and BIRGs is included, in an attempt to find the expected bidirectional relation between interacting galaxies. We propose an evolutionary scenario, which includes all types of active galaxies present in the local universe. The last part approaches the problem from a different angle, that of the galaxy clusters. In this case the selection of the AGNs is based on their X-ray emmision, using data from the XMM-Newton satellite. Finally, we compare our findings with optical data from the Sloan Digital Sky Survey.

Η παρούσα διατριβή παρουσιάζει τα αποτελέσματα μιας συστηματικής έρευνας των πληθυσμών Υπολειμμάτων Υπερκαινοφανών (Υ/Υ) σε έξι κοντινούς γαλαξίες (NGC 2403, NGC 3077, NGC 4214, NGC 4395, NGC 4449 και NGC 5204) βασισμένη σε αρχειακά δεδομένα του δορυφόρου ακτίνων-Χ Chandra, και σε βαθειές οπτικές παρατηρήσεις με τα στενά φίλτρα Hα (λ 6563) και [SΙΙ] (λλ 6716, 6731) καθώς και φασματοσκοπικές παρατηρήσεις. Η ταξινόμηση των Υ/Υ επιλεγμένων στις ακτίνες-Χ βασίστηκε στα μαλακά, θερμικά φάσματα (kT < 3 keV) των πηγών στις ακτίνες-Χ ή στα χρώματά τους στις ακτίνες-Χ. Αντίστοιχα, η ταξινόμηση των οπτικών Υ/Υ βασίστηκε στο καθιερωμένο κριτήριο του λόγου των γραμμών εκπομπής [SΙΙ](λλ 6716, 6731)/Hα > 0.4. Εντοπίστηκαν 37 θερμικά Υ/Υ στις ακτίνες-Χ, 30 εκ των οποίων είναι νέες ανακαλύψεις και ~400 (~350 από αυτά είναι νέες ανιχνεύσεις) φωτομετρικά Υ/Υ, για 67 από τα οποία πιστοποιήθηκε φασματοσκοπικά η φύση τους ως Υ/Υ. Πολλοί από τους γαλαξίες στο δείγμα μας μελετώνται για πρώτη φορά στις ακτίνες-Χ (NGC 4214, NGC 4395 και NGC 5204) ή στο οπτικό μέρος του φάσματος (NGC 4395, NGC 3077) με συστηματικό τρόπο, καταλήγοντας στην ανακάλυψη αρκετών νέων Υ/Υ. Σε πολλές περιπτώσεις, η ταξινόμηση των πηγών ως Υ/Υ στις ακτίνες-Χ ή στο οπτικό μέρος του φάσματος επιβεβαιώνεται από ομόλογα Υ/Υ που έχουν ανιχνευθεί σε άλλα μήκη κύματος, δείχνοντας ότι οι μέθοδοι ανίχνευσης που χρησιμοποιούμε είναι αξιόπιστες. Συζητάμε τις ιδιότητες (π.χ. φωτεινότητα, θερμοκρασία, πυκνότητα, ταχύτητα σοκ) των Υ/Υ σε διάφορους τύπους γαλαξιών και ως εκ τούτου διαφορετικά περιβάλλοντα, προκειμένου να δούμε την εξάρτησή τους από το μεοσαστρικό μέσο. Συσχετίζουμε παραμέτρους των ανιχνευμένων οπτικών Υ/Υ (λόγος [SΙΙ]/Hα, φωτεινότητα) με τις παραμέτρους των αντίστοιχων Υ/Υ στις ακτίνες-Χ (θερμοκρασία, φωτεινότητα, πυκνότητα) προκειμένου να κατανοήσουμε την εξέλιξή τους. Μερικά από τα πιο ενδιαφέροντα αποτελέσματα αυτής της έρευνας είναι τα ακόλουθα: α) Βρίσκουμε ότι τα Υ/Υ που είναι ανιχνευμένα στις ακτίνες-Χ και βρίσκονται σε άμορφους γαλαξίες φαίνεται να είναι πιο λαμπρά από εκείνα στους σπειροειδείς γαλαξίες. Αποδίδουμε αυτό το γεγονός στη χαμηλότερη μεταλλικότητα των άμορφων γαλαξιών από αυτή των σπειροειδών (η χαμηλότερη μεταλλικότητα δημιουργεί πρόγονους αστέρες μεγαλύτερης μάζας) ή στις υψηλότερες τοπικές πυκνότητες που παρατηρούνται στο μεσοαστρικό μέσο των άμορφων γαλαξιών, β) Η σύγκριση του αριθμού των παρατηρούμενων λαμπρών Υ/Υ στις ακτίνες-Χ με τον αριθμό αυτών που αναμένονται με βάση τις κατανομές φωτεινότητας των Υ/Υ στις ακτίνες-Χ στα Νέφη του Μαγγελάνου και στον M33, δείχνουν ότι κατανομές φωτεινότητας των Υ/Υ μεταξύ σπειροειδών και άμορφων γαλαξιών είναι διαφορετικές, από αυτές που αφορούν τα Υ/Υ στους άμορφους γαλαξίες και τείνουν να είναι πιο επίπεδες, γ) Βρίσκουμε ότι υπάρχει διαφορά στους λόγους [NΙΙ]/Hα των Υ/Υ μεταξύ διαφορετικών τύπων γαλαξιών, το οποίο κατά πάσα πιθανότητα οφείλεται σε διαφορές στη μεταλλικότητά τους και δ) Υπάρχουν ισχυρές ενδείξεις για μια γραμμική σχέση μεταξύ του αριθμού των λαμπρών Υ/Υ στο οπτικό και στις ακτίνες-Χ και του ρυθμού αστρογένεσης των γαλαξιών του δείγματος. / This thesis presents the results of a comprehensive investigation of the Supernova Remnant (SNR) populations in six nearby galaxies (NGC 2403, NGC 3077, NGC 4214, NGC 4395, NGC 4449 and NGC 5204) based on Chandra archival data and deep optical narrow-band Hα and [SΙΙ] images, as well as spectroscopic observations. The classification of X-ray emitting SNRs was based on their soft thermal spectra (kT < 3 keV) or their X-ray colors and for optically-emitting SNRs on the well-established emission-line flux criterion of [SΙΙ](λλ 6716, 6731)/Hα(λ 6563) > 0.4. We have identified 37 X-ray selected thermal SNRs, 30 of which are new discoveries and ~400 optical SNRs (~350 are new detections), for 67 of which we spectroscopically verified their shock-excited nature. Many of the galaxies in our sample are studied for the first time in the X-ray (NGC 4214, NGC 4395, and NGC 5204) or optical (NGC 4395, NGC 3077) band in a self-consistent way, resulting in the discovery of many new SNRs. In many cases, the X-ray and optical classifications are confirmed based on the identification of SNR counterparts in other wavelengths, giving us confidence that the detection methods we use are robust. We discuss the properties (e.g. luminosity, temperature, density, shock velocity) of the X-ray/optically detected SNRs in different types of galaxies and hence different environments, in order to address their dependence on their interstellar medium. We compare optical ([SΙΙ]/Hα ratio, luminosity) and X-ray parameters (temperature, luminosity, density) of the detected SNRs, in order to understand their evolution and investigate possible selection effects. The most intriguing results of this survey are the following: a) We find that X-ray selected SNRs in irregular galaxies appear to be more luminous than those in spirals. We attribute this either to the lower metallicities and therefore more massive progenitor stars of irregular galaxies or to the higher local densities of the interstellar medium, b) A comparison of the numbers of observed luminous X-ray selected SNRs with those expected from the luminosity functions of X-ray SNRs in the Magellanic Clouds and M33 suggest different luminosity distributions between the SNRs in spiral and irregular galaxies, with the latter tending to have flatter distributions, c) We find that there is a difference in [NΙΙ]/Hα line ratios of the SNR populations between different types of galaxies which is the result of the low metalicity of irregular galaxies, and d) We find evidence for a linear relation between the number of luminous optical or X-ray SNRs and Star Formation Rate in our sample of galaxies.

The aim of the present thesis is to evaluate fast scintillator materials, in both single-crystal and powder form, for possible usage in dedicated gamma ray imaging applications as well as in X-ray imaging techniques, requiring high frame rates. Powder scintillators are traditionally used in conventional X-ray imaging due to their property to produce high resolution images. This is because laterally directed optical photons, originating from the point of X-ray interaction, are strongly attenuated by light scattering effects on powder grains. This property however is their principal drawback for routine Nuclear Medicine applications. In these applications, photon counting accuracy rather than spatial resolution is required and to this aim high transparency crystals are used. In the present study we have tried to estimate whether the use of powder phosphors can improve the image quality in a dedicated gamma-ray system where spatial resolution than sensitivity is of primary significance. Evaluation was performed in thin and thick phosphor layers easily produced in the laboratory. In addition we present a low cost solution – consisting of a thick continuous powder scintillator screen – for use in dedicated high resolution small gamma imager. The advantages and disadvantages of proposed powder detector performance were compared to two standard 3 x 3 x 5mm3 and 2 x 2 x 3mm3 pixellated CsI:Tl scintillator detector configurations. System performance in terms of system sensitivity, system spatial resolution, energy resolution and linear energy response were measured at energy of 140 keV for close-proximity nuclear emission imaging. All measurements were carried out in photon counting mode in planar imaging configuration. The investigation was divided into two parts: Fast powder scintillators: In this part, powder scintillator screens of LSO:Ce, YAG:Ce and GOS:Pr were prepared in various coating thicknesses. Measurements concerning determination of emission spectra and absolute luminescence efficiency were carried out under X-ray excitation from 22 to 140 kV. Related parameters giving informations on luminescence and intrinsic properties of the phosphors such as X-ray luminescence efficiency, quantum detection efficiency, energy absorption efficiency and intrinsic conversion efficiency were also examined. Low cost and high resolution detector module: The goal of this part was to propose and evaluate a low cost solution for detector module – consisting of a thick continuous powder scintillator screen – for use in dedicated high resolution small gamma imagers. For the latter purpose, we examined the performance of the aforementioned fast powder scintillators in the form of thick screens easily produced in the laboratory. System performance in terms of system sensitivity, system spatial resolution, energy resolution and linear energy response were measured and compared for two standard 3 x 3 x 5mm3 and 2 x 2 x 3mm3 pixellated CsI:Tl. / Ο σκοπός της παρούσας διατριβής είναι η αποτίμηση φθοριζόντων υλικών υψηλής απόκρισης, τόσο σε κρυσταλλική όσο και σε κοκκώδη μορφή για πιθανή χρησιμοποίησή τους σε συγκεκριμένους τύπους ανιχνευτικών συστημάτων Πυρηνικής Ιατρικής όπως επίσης σε συστήματα απεικόνισης με ακτίνες Χ που απαιτούν πολύ γρήγορες λήψεις ιατρικής εικόνας. Τα φθορίζοντα υλικά κοκκώδους μορφής χρησιμοποιούνται ευρύτατα στην απεικόνιση με ακτίνες-Χ λόγω της υψηλής διακριτικής ικανότητας που μπορεί να επιτευχθεί. Στην παρούσα διατριβή μελετήθηκε κατά πόσο η χρήση νέων, γρήγορων φθοριζόντων υλικών κοκκώδους μορφής μπορεί να βελτιώσει την απόδοση συγκεκριμένων τύπων ανιχνευτικών συστημάτων Πυρηνικής Ιατρικής (π.χ. dedicated small nuclear imagers), στα οποία η διακριτική ικανότητα του συστήματος είναι πιο σημαντική από την ευαισθησία. Η αποτίμηση έγινε σε φθορίζοντα μεγάλου πάχους που παρασκευάστηκαν στο εργαστήριο. Επιπρόσθετα στην παρούσα διατριβή παρουσιάζεται η εφαρμογή ενός χαμηλού κόστους συμπαγούς ανιχνευτικού υλικού κοκκώδους μορφής σε ένα εξειδικευμένο σύστημα Πυρηνικής Ιατρικής. Γίνεται συστηματική μελέτη και εκτενής αναφορά στα πλεονεκτήματα και τα μειονεκτήματα αυτού του συστήματος. Τα αποτελέσματα συγκρίνονται με αντίστοιχα αποτελέσματα που ελήφθησαν με χρήση διακριτοποιημένων σπινθηριστών τύπου CsI:Tl, μεγέθους 3 x 3 x 5mm3 και 2 x 2 x 3 mm3. Η απόδοση του συστήματος ως προς την ευαισθησία (sensitivity), τη χωρική διακριτική ικανότητα (spatial resolution) και την ενεργειακή διακριτική ικανότητα (energy resolution) αποτιμήθηκε για ενέργεια 140 keV, που αντιστοιχεί στην ενέργεια του ισοτόπου 99mTc που χρησιμοποιείται ευρύτατα σε εξετάσεις Πυρηνικής Ιατρικής. Η πειραματική μελέτη χωρίστηκε σε δύο μέρη: Φθορίζοντα υλικά κοκκώδους μορφής: Στο πρώτο μέρος της παρούσας διδακτορικής διατριβής μελετήθηκαν τα φθορίζοντα υλικά κοκκώδους μορφής LSO:Ce, YAG:Ce και GOS:Pr σε διάφορα πάχη και για μεγάλη κλίμακα ενεργειών (Υψηλή τάση λυχνίας ακτίνων-Χ από 22 kV έως 140 kV). Ανιχνευτής χαμηλού κόστους και υψηλής διακριτικής ικανότητας: Ο τελικός στόχος της παρούσας διατριβής ήταν η κατασκευή ενός ενιαίου ανιχνευτή, βασισμένου σε σπινθηριστή κοκκώδους μορφής, χαμηλού κόστους και υψηλής διακριτικής ικανότητας, κατάλληλου για χρήση σε εξειδικευμένα συστήματα Πυρηνικής Ιατρικής. Για το σκοπό αυτό μελετήθηκε η συμπεριφορά των υλικών κοκκώδους μορφής LSO:Ce, YAG:Ce και GOS:Pr υπό διέγερση ακτίνων γάμμα με ισότοπο Τεχνητίου (99mTc), ενέργειας 140 keV, που χρησιμοποιείται ευρύτατα στην Πυρηνική Ιατρική. Τα υλικά αυτά υπό την μορφή ενιαίου, μεγάλου πάχους ( ≥2mm) και διαμέτρου (9 cm), συμπαγούς ανιχνευτή αξιολογήθηκαν με τεχνικές απεικόνισης μονού φωτονίου (single photon counting mode).

Σκοπός της παρούσας εργασίας είναι αρχικά να μελετηθεί η επιφάνεια του οξειδίου ινδίου κασσιτέρου που έχει αποτεθεί σε υπόστρωμα ΡΕΤ και να γίνουν πάνω σε αυτήν χημικές επεξεργασίες αλλά και ιοντοβολή, ώστε να παρατηρηθούν τι επιδράσεις έχουν αυτές οι κατεργασίες στην επιφάνεια και ενδεχομένως στο έργο εξόδου. Οι κατεργασίες επιλέχθηκαν επειδή είναι γνωστή από την βιβλιογραφία η επίδρασής τους στο ΙΤΟ που όμως έχει αποτεθεί σε γυαλί, και η σύγκριση με τα δικά μας αποτελέσματα θα δώσει χρήσιμες πληροφορίες για τις διαφορές των δύο υλικών καθώς και αν οι κατεργασίες αυτές μπορούν να χρησιμοποιηθούν και αν είναι χρήσιμες για την αύξηση του έργου εξόδου του ΙΤΟ-ΡΕΤ. Επίσης, στη συνέχεια έγιναν αποθέσεις οργανικού ημιαγώγιμου υλικού (NiPc) πάνω στο υπόστρωμα ΙΤΟ-ΡΕΤ το οποίο είχε επεξεργαστεί χημικά, με σκοπό να προσδιοριστεί η ηλεκτρονική δομή της διεπιφάνειας του οργανικού και του υποστρώματος, ώστε να μελετηθεί η επίδραση του ΙΤΟ-ΡΕΤ στην συμπεριφορά της διεπιφάνειας και να διαπιστωθεί η πιθανή εφαρμογή τους σε ηλεκτρονικές διατάξεις. / The purpose of this thesis is to study the surface of indium tin oxide deposited on PET substrate after some chemical treatments and Argon Sputtering, in to order to investigate what effects these treatments have on the surface and possibly in the work function. The treatments were chosen because it is known from the literature the influence they have on the ITO, but which it has been deposited on glass, and a comparison of our results will provide useful information about differences between the two materials, and whether these treatments can be useful for increasing the work function of ITO-PET. Also, it was deposited organic semiconductor material (NiPc) onto the ITO-PET substrate that was chemically processed in order to determine the electronic structure at the interface of organic substrate and to study the effect of ITO-PET in the behavior of interface and to determine its possible application in electronic devices.