- / -

- / -

Στόχος της παρούσης εργασίας είναι η διερεύνηση των μεταβολών της ροής της οπτικής ακτινοβολίας στα φίλτρα B, V, R στη διάρκεια μιας νύχτας του ενεργού γαλαξία S5 1803 + 784 με ανάλυση παρατηρήσεων που ελήφθησαν με το τηλεσκόπιο των1.3m του αστεροσκοπείου του Πανεπιστημίου Κρήτης (από τον Δρ. Παν. Μπούμη) με τη μέθοδο της συγκριτικής φωτομετρίας. Στο πρώτο κεφάλαιο περιγράφονται τα γενικά χαρακτηριστικά των κανονικών γαλαξιών και του δικού μας γαλαξία, ενώ στο δεύτερο τα γενικά χαρακτηριστικά των ενεργών γαλαξιών ή ενεργών γαλαξιακών πυρήνων (AGN) - επειδή τα έντονα ενεργητικά φαινόμενα επικεντρώνονται στην κεντρική περιοχή του πυρήνα. Αναφέρεται η διάκρισή τους σε κατηγορίες με βάση τα παρατηρησιακά χαρακτηριστικά και εξετάζονται οι βασικές ιδέες που οδηγούν στο επικρατέστερο μοντέλο ενοποίησης, σχετικά με την ενεργειακή μηχανή τους καθώς και η εξέλιξη και τροποποίηση του με βάση τα νέα πειραματικά δεδομένα. Το τρίτο κεφάλαιο επικεντρώνεται στα ιδιαίτερα χαρακτηριστικά των blazars στα οποία ανήκει ο S5 1803 + 784. Στο τέταρτο κεφάλαιο περιγράφονται συνοπτικά οι βασικές αρχές της φωτομετρίας αλλά και οι βασικές παράμετροι μιας CCD κάμερας. Στο τέταρτο κεφάλαιο γίνεται μια βιβλιογραφική παρουσίαση του S5 1803 +784 σε όλα τα μέρη του φάσματος και περιγράφονται αναλυτικά οι παρατηρήσεις, τα αρχικά στάδια επεξεργασίας των αστρονομικών εικόνων και τα αναλυτικά στάδια της φωτομετρίας του γαλαξία με τις απαραίτητες διορθώσεις. Τέλος στο έκτο κεφάλαιο κατασκευάζονται οι καμπύλες μεταβολής της ροής και σχολιάζονται τα αποτελέσματα Ακολουθεί στο παράρτημα, η περιγραφή των προγραμμάτων και των διαδικασιών που χρησιμοποιήθηκαν τόσο στην ανάλυση όσο και στην φωτομετρία μέσω των αστρονομικών πακέτων IRAF και MIDAS , ως μικρός οδηγός για τους επόμενους ενδιαφερόμενους. / The main aim of this dissertation entitled “Variabillity in the optical band of blazar S51803+784” is the investigation of flux microvariability through observations carried out with the 1.3 m , Ritchey-Chretien telescope at Skinakas Observatory in Crete, Greece (by Associate Researcher P. Boomis of the Institute of Astronomy and Astrophysics of the National Observatory in Athens) in 2001 under the supervision of Lecturer Mrs E-P. Christopoulou (Physics Dept. University of Patras, Greece). This work consists of six relatively distinct chapters. The first chapter summarizes the main characteristics of normal galaxies whereas the second one describes the various classes of Active Galactic Nuclei which emerge from multiwavelength studies and the unified model proposed to explain the energy source behind their taxonomy. The last section of this part focuses on the observational evidence of supermassive black holes. The third chapter focuses on the special characteristics of the class named Blazars, the proposed theoretical models for the formation of jets and the observed microvariability thought the EM spectrum. The fourth chapter describes the main philosophy of photometry, the comparison of differential and absolute photometry and the selection of photometric standard stars. The last part briefly presents the charge-coupled devices (CCDs) which are used to record astronomical images and their main properties. The fifth chapter deals with the current observations of the Blazar S51803+784 and the standard image processing (bias substraction and flat fielding using twilight –sky exposures) applied to all frames before the performance of aperture photometry techniques which is described analytically in the rest part. The topics covered include methods for image center determination, routines for estimating the sky background and the techniques of both aperture and point-spread function fitting photometry. Procedures for transforming instrumental magnitudes to those on a standard system are also discussed. The results based on the data reduction of the photometric observations of the object are presented in the last chapter together with the discussion and conclusions. Finally in the Appendix there is a mini-guide for the beginner in order to be familiar with the format of the astronomical files, and the various astronomical packages and procedures being used for the above reduction.

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.

Ο σκοπός της παρούσας διδακτορικής διατριβής ήταν η μελέτη δύο σημαντικών φαινομένων μεσοαστρική ύλης όπως είναι τα Πλανητικά Νεφελώμάτα (ΠΝ) και η ράβδος των σπειροειδών γαλαξιών. Πιο συγκεκριμένα, μελετήθηκαν 44 ΠΝ στην περιοχή του Γαλαξιακού σφαιροειδούς (Boumis et al. 2003; 2006) και προσδιορίστηκαν οι φυσικοί παράμετροι τους, όπως είναι η ενεργός θερμοκρασία και η λαμπρότητα του κεντρικού αστεριού, η πυκνότητα και η θερμοκρασία των ηλεκτρονίων, η αφθονία των Ηe, N, O, S κτλ., χρησιμοποιώντας το μοντέλο φωτο-ιονισμού Cloudy (Akras et al. 2010a). Επίσης, μελετήθηκε η ράβδος των γαλαξιών, χρησιμοποιώντας το μοντέλο διάδοσης ακτινοβολίας CRETE, με σκοπό να ερευνηθεί πώς η ύπαρξη της ράβδου επηρεάζει την μορφολογία των γαλαξιών και την σκόνη τους. Ταυτόχρονα, προσδιορίστηκαν οι παράμετροι της ράβδου, όπως το μήκος, το ύψος, η γωνία κλίσης και η γωνία θέσης της για 4 ραβδωτούς σπειροειδείς γαλαξίες (NGC 4013, UGC 2048, IC 2531 και το Γαλαξία μας). Στο πρώτο μέρος της μελέτης, διαχωρίστηκαν τα ΠΝ ανάλογα με την μορφολογία τους σε σφαιρικά, ελλειπτικά και διπολικά και βρέθηκε ότι η αφθονία του Ηe και του Ν είναι μεγαλύτερη στην τελευταία κατηγορία σε σχέση με τις υπόλοιπες. Επιπλέον, η χρήση του στατιστικού εργαλείου PCA, έδειξε ότι τα κυκλικά και τα ελλειπτικά ΠΝ διαχωρίζονται από τα διπολικά, βάσει της τιμής του λόγου log(Ν/Ο), ο οποίος παίρνει αρνητικές και θετικές τιμές για τα διπολικά, ενώ μόνο αρνητικές τιμές στις υπόλοιπες κατηγορίες. Η κρίσιμη τιμή βρέθηκε ίση με -0.18 dex και αντιστοιχεί σε μάζα προγενέστερου αστεριού ίση με 2.6 (Akras & Boumis 2007). Στο δεύτερο μέρος, περιγράφηκε η ράβδος των γαλαξιών χρησιμοποιώντας την συναρτησιακή ελλειψοειδής υπερβολής. Μεταβάλλοντας την γωνία κλίσης του γαλαξία, η δομή σχήματος «Χ», η οποία παρατηρείται στις ράβδους, μπορεί να παρατηρηθεί μόνο για γωνίες μεγαλύτερες από 60ο. Επιπρόσθετα, στην περίπτωση του Γαλαξία μας, βρέθηκε ότι η γωνία θέσης της ράβδου είναι γύρω στις 25ο και το μήκος της 3.75 kpc (Akras et al. 2010b). Λαμβάνοντας υπόψη ότι η μέση τιμή του μήκους της ράβδου στους γαλαξίες είναι μεταξύ 3.0 και 4.0 kpc, προκύπτει ότι για τον NGC 4013 η γωνία θέσης του είναι μεταξύ 5 και 10 μοίρες, για τον UGC 2048 μεταξύ 40 και 50 μοίρες, για τον IC 2531 35 και 45 μοίρες ενώ τέλος για το Γαλαξία μας υπολογίζεται μεταξύ 20 και 30 μοίρες (Akras et al. 2010b). / The aim of this PhD thesis was the study of two very important interstellar medium phenomena like the Planetary Nebulae (PNe) and the stellar bar in spiral galaxies. In particular, we studied 44 PNe in the Galactic bulge region and we determined their physical parameters, like the effective temperature and luminosity of the central star, the electron temperature and density, the abundance of He, N, O, S etc., using the photo-ionization model “Cloudy” (Akras et al. 2010a). It was also pursued to study the stellar bar component using the 3D radiative transfer model CRETE, in order to investigate the effects of a stellar bar component to the morphology of the galaxy and its dust content. In addition, the parameters of the bar component such as the length, the height, the inclination angle and the position angle were determined for four spiral galaxies (NGC 4013, UGC 2048, IC 2531 and our Galaxy). In the first part of the thesis, the PNe were separated according to their morphology (spherical, elliptical and bipolar shape) and we found that the He and N abundances are greater in bipolar PNe. Moreover, by using the statistical tool PCA, it was found that the circular and the elliptical PNe are different from the bipolar, since the log(O/N) takes negative values in the first two and positive or negative values in the bipolar PNe. The critical value was found at -0.18 dex, which corresponds to a stellar mass of 2.6 (Akras & Boumis 2007). In the second part, we managed to accurately describe the morphology of the bar component by using the function of hyperbolic ellipse. For different inclination angles of the observed galaxies, it was found that the “X-shape" feature can be seen only in the case where the inclination angle is greater than 60 degrees. In the case of Milky Way, it was found that the position angle of the bar is approximately 25 degrees and the length equals to 3.75 kpc (Akras et al. 2010b). Considering that the mean length of the bar component is equal to 3.0-4.0 kpc, it was determined that the position angle of a) NGC 4013 takes values between 5 and 10 degrees, b) UGC 2048 takes values between 40 and 50 degrees, c) IC 2531 takes values between 35 and 45 degrees, and our Galaxy takes values between 20 and 30 degrees (Akras et al. 2010b).

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.