This thesis is about an investigation into the formation of spheroidal type galaxies. The investigation began with modelling studies of early-type galaxies and spiral bulges (SBs). From galaxy formation modelling studies led by experiments with a sample galaxy, some results were obtained; nonsolar abundance ratios in Elliptical galaxies (Es) achieved better fits between model and data than solar abundance ratios. For both early-type and late-type galaxies, best fits with non-solar abundance ratios were more constrained than in the solar abundance ratio case. A strong link between star formation histories and the supernova Ia rate for the early and late-type galaxies was shown. The model code itself was tested by way of pseudo galaxy experiments, and shown to reliably reproduce model parameters. In the topic area of galaxy formation, regions of spectra particularly sensitive to a galaxy's age and metallicity were measured as equivalent widths and then calibrated to the common scale of the Lick Indices. The Lick Indices were used in deriving all key results throughout the thesis. The modelled sample of galaxies from Proctor & Sansom (2002) lacked data on low velocity dispersion (a) galaxies for line strengths versus kinematics correlations. In regards to low a galaxies, Low Luminosity Es (LLE5) were considered to be likely candidates. Long-slit spectra of a sample of 12 LLEs, taken at the European Southern Observatory New Technology Telescope, were sub-selected for their low velocity dispersions. The spectra of 10 of these LLEs were successfully reduced. Line strengths and kinematics were measured. The Lick Indices of these LLEs were correlated with velocity dispersion (a), alongside the previously modelled companion data set. Ages and metallicities of the LLEs were estimated. From these results, the LLEs were found to have significant correlations of line strength versus a with SBs. However, the LLEs do not appear to be younger than SBs, but younger than Es. The LLEs seem to consist of a low metallicity group (possibly misclassified dwarf spheroidal galaxies) and a high metallicity group. Future possible work that may uncover which models of galaxy formation for high and low metallicity LLEs these results support is suggested.

We present new measures of the rotation curves of disc galaxies from z~0.2 to z~1.7, using deep exposures from both DEIMOS and LRIS spectrographs on the Keck telescopes in combination with multi-band imaging from the Hubble Space Telescope. We do this with a new modelling code, curvation, which has been optimised to extract the rotation velocity measurements from galaxies at intermediate and high redshift. To this end, we conduct a bulge-to-disc de-composition to allow us to de-project observed velocities to extract a model of the intrinsic rotation curve. We demonstrate the improved accuracy and precision of these measurements via a number of tests, but primarily in recovering an intrinsic scatter of the high redshift Tully-Fisher relation which is similar to that found locally. We show for the first time that the stellar mass Tully-Fisher relation is tightly in place at z~1, the normalisation of which has evolved less than 0.02±0.02 dex in stellar mass from z~1.7 to z~0.2. We do however see evidence for evolution in classic B-band Tully-Fisher relation, which is brighter at z~1 by 0.85±0.28 magnitudes than that at z~0.3. This trend is consistent with what was previously known about the evolving star-formation rates of disc galaxies. We then explore the potential drivers of these trends in the Tully-Fisher relation by estimating the baryonic and dark matter content of our galaxies. We also discover a surprising trend in the bulgeless disc galaxies at high redshift, which may be evolving differently from other rotationally supported galaxies. In the context of work which has been conducted at z~2, we discuss our results of a stellar mass Tully-Fisher relation which is strikingly similar over two-thirds of the age of the Universe.

The mechanisms which cause galaxies to form and evolve each leave behind distinct structural markers in their wake. Dynamically hot processes (e.g., monolithic collapse, hierarchical merging) give rise to pressure-supported spheroidal structures, including elliptical galaxies and classical bulges. By contrast, dynamically cold processes (e.g., gas accretion, AGN splashback) lead to flattened rotationally-supported disk-like structures, often found on their own or as part of a spiral galaxy. If left in isolation for a sufficient length of time, secular evolutionary processes cause the formation of a bar-like structure within the disk, precipitating the genesis of a rotationally-supported pseudo-bulge. Robustly measuring galaxy structure enables us to ascertain the relative importance of these competing evolutionary mechanisms and; in so doing, help broaden our understanding of how the Universe around us came to be. This thesis explores the relation between galaxy structure, morphology and stellar mass. In the first part I present single-Sérsic two-dimensional model fits to 167,600 galaxies modelled independently in the ugrizYJHK bandpasses using reprocessed Sloan Digital Sky Survey Data Release Seven (SDSS DR7) and UKIRT Infrared Deep Sky Survey Large Area Survey (UKIDSS LAS) imaging data available via the Galaxy and Mass Assembly (GAMA) data base. In order to facilitate this study, we developed Structural Investigation of Galaxies via Model Analysis (SIGMA): an automated wrapper around several contemporary astronomy software packages. We confirm that variations in global structural measurements with wavelength arise due to the effects of dust attenuation and stellar population/metallicity gradients within galaxies. In the second part of this thesis we establish a volume-limited sample of 3,845 galaxies in the local Universe and visually classify these galaxies according to their morphological Hubble type. We find that single-Sérsic photometry accurately reproduces the morphology luminosity functions predicted in the literature. We employ multi-component Sérsic profiling to provide bulge-disk decompositions for this sample, allowing for the luminosity and stellar mass to be divided between the key structural components: spheroids and disks. Grouping the stellar mass in these structures by the evolutionary mechanisms that formed them, we find that hot-mode collapse, merger or otherwise turbulent mechanisms account for ~46% of the total stellar mass budget, cold-mode gas accretion and splashback mechanisms account for ~48% of the total stellar mass budget and secular evolutionary processes for ~6.5% of the total stellar mass budget in the local (z<0.06) Universe.

We present an analysis of the properties of HI holes detected in 20 galaxies that are part of “The HI Nearby Galaxy Survey” (THINGS). We detected more than 1000 holes in total in the sampled galaxies. Where they can be measured, their sizes range from about 100 pc (our resolution limit) to about 2 kpc, their expansion velocities range from 4 to 36 km/s, and their ages are estimated to range between 3 and 150 Myr. The holes are found throughout the discs of the galaxies, out to the edge of the HI disc; 23% of the holes fall outside R25. We find that shear limits the age of holes in spirals; shear is less important in dwarf galaxies which explains why HI holes in dwarfs are rounder, on average than in spirals. Shear, which is particularly strong in the inner part of spiral galaxies, also explains why we find that holes outside R25 are larger and older. We derive the scale height of the HI disc as a function of galactocentric radius and find that the disc flares at large radii in all galaxies. We proceed to derive the surface and volume porosity (Q2D and Q3D) and find that this correlates with the type of the host galaxy: later Hubble types tend to be more porous. The size distribution of the holes in our sample follows a power law with a slope of a=−2.9. Assuming that the holes are the result of massive star formation, we derive values for the supernova rate (SNR) and star formation rate (SFR) which scales with the SFR derived based on other tracers. If we extrapolate the observed number of holes to include those that fall below our resolution limit, down to holes created by a single supernova, we find that our results are compatible with the hypothesis that HI holes result from star formation. We use HI data from THINGS, 8μm, 24μm, 70μm and HI maps from SINGS, CO(2–1) data from HERACLES and FUV data from NGS to present a visual comparison of these maps with respect to the locations of HI holes. We find that the vast majority of HI holes are also prominent in the 8μm map and to some extent in the 24μm map. There is a lack of molecular gas from the interior of nearly all the holes, which is consistent with the idea that the latter are filled with hot gas. About 60% of young holes have FUV emission detected in their interiors highlighting the presence of the parent OB association. In addition, FUV is detected on the rims of some of the older HI holes, presumably due to the dispersion of the OB association with respect to the gas. We describe the development of a 2–D cross-correlation method to compare multi-wavelength maps in a quantitative way (quantified by Ccoef ) and give some first results from the application of this method to the nearby galaxy NGC2403. We find that the all the dust tracers are well correlated (Ccoef > 0.7) with the 8μm–24μm correlation being the highest (Ccoef > 0.88). Similarly all the star formation tracers are well linked as expected (Ccoef > 0.6). With respect to the relations between star formation and dust tracers we found that most are well matched (Ccoef > 0.7) as dust grains are heated by radiation in star forming regions. At smaller scales (15") FUV correlates poorly (Ccoef ~ 0.3) with the dust tracers, a direct consequence of the absorption of FUV photons by dust. We find that the HI is reasonably well correlated with the 8μm emission (Ccoef ~ 0.6) illustrating the fact that HI is mixed with PAH’s. Interestingly, the HI map shows some correlation with the SF map (Ccoef ~ 0.4) even though FUV and HI emissions were found to be completely uncorrelated (Ccoef ~ 0).

Les courants stellaires de marée sont des structures en étoile immaculées qui jouent un rôle central dans la résolution des mystères de longue date de l'archéologie galactique. Étant donné que les flux sont de nature orbitale, ils possèdent intrinsèquement les caractéristiques de résolution de la distribution de masse sous-jacente de la galaxie et peuvent être utilisés pour sonder la forme du halo de matière noire. En plus de tester le scénario de «fusion hiérarchique» de la formation de galaxies, les brèches de ruisseau peuvent également fournir une preuve indirecte de l’existence de sous-halos de matière noire (ce qui, en principe, limite la nature de la particule de matière noire elle-même). Pour toutes ces raisons, l'analyse dynamique des flux stellaires de la Voie Lactée devient naturellement l'un des problèmes les plus intéressants. Cependant, le principal défi consiste à détecter ces structures. Au cours de la thèse, l’algorithme STREAMFINDER (un algorithme à la pointe de la technologie) a été conçu pour traiter systématiquement le jeu de données Gaia (le nouveau catalogue astrophysique de l’ESA contenant des solutions astrométriques sans précédent de plus de 1,6 milliard d’étoiles) pour la détection des flux stellaires de la Voie lactée. Cette lourde entreprise a permis de détecter 10 structures de flux de confiance, dont 5 étaient considérées comme de nouvelles découvertes. Cette récolte de structures a également facilité, pour la première fois, la création d’une carte structurale et cinématique panoramique des flux stellaires de la rivière Milky. Halo, poussant notre communauté encore plus loin dans l’histoire complexe de la formation de notre galaxie. Ce projet a été immédiatement suivi de l'analyse orbitale de l'un des flux détectés (à savoir GD-1) pour explorer les améliorations des modèles de potentiel gravitationnel de notre galaxie. Les contraintes imposées à la masse de la Voie lactée et à la forme de son halo de matière noire, obtenues simplement en utilisant ce seul flux, ont révélé la puissance potentielle que l'analyse d'un ensemble de flux permettrait de sonder la distribution globale de la masse galactique de notre galaxie. Ainsi, la thèse a ouvert la voie à de nouvelles découvertes des sous-structures stellaires, soulignant également les perspectives d'avenir dans ce domaine. / Tidal stellar streams are pristine star structures that play central role in addressing long standing mysteries of the Galactic archaeology. Since streams are orbital in nature, they inherently possess the characteristics of unravelling the underlying mass distribution of the galaxy, and can be used to probe the shape of the dark matter halo. Besides testing the ‘hierarchical merging’ scenario of galaxy formation, stream gaps can also provide indirect evidence for the existence of dark matter sub-halos (thereby, in principle, constraining the nature of the dark matter particle itself). Due to all these reasons, the dynamical analysis of stellar streams of the Milky Way Galaxy naturally becomes one of the interesting problems. However, the foremost challenge is to detect these structures. During the thesis, STREAMFINDER algorithm (a state of the art algorithm) was designed to systematically process the Gaia dataset (ESA’s novel astrophysical catalogue containing unprecedented astrometric solutions of over 1.6 billion stars) for the detection of the stellar streams of the Milky Way. This hefty endeavour led to the detection of 10 high confidence stream structures, of which 5 were reported as new discoveries.This harvest of structures also facilitated, for the first time, creation of a panoramic structural and kinematic map of the stellar streams of the Milky Way halo, taking our community a step further in unravelling the complex formation history of our Galaxy. This project was instantly followed by the orbital analysis of one of the detected streams (namely GD-1) to explore the improvements in the gravitational potential models of our Galaxy. The constraints on the Milky Way’s mass and that on the shape of its dark matter halo, that were obtained by simply employing this single stream, revealed the potential power the analysis of an ensemble of streams would hold in in probing the overall galactic mass distribtuion of our Galaxy. Thereby, the thesis paved way for new discoveries of the stellar substructures, also highlighting the future prospects in this field.

Τα διπλά εκλειπτικά συστήματα ή οι δι’ εκλείψεων μεταβλητοί αστέρες κατέχουν σήμερα μία πολύ σημαντική θέση στη σύγχρονη αστροφυσική και προσφέρονται τόσο για θεωρητικές όσο και για παρατηρησιακές μελέτες. Η χρησιμότητα τους έγκειται στο ότι, μέσω της παρατήρησης τους, μπορούν να προσδιοριστούν τόσο οι απόλυτες παράμετροι των αστέρων (π.χ. μάζες, ακτίνες, φωτεινότητες) όσο και να εντοπιστούν οι φυσικοί μηχανισμοί που επηρεάζουν την τροχιακή περίοδό τους (π.χ. ανταλλαγή μάζας, ύπαρξη τρίτου μέλους κ.α.). Η παρούσα μελέτη επικεντρώθηκε σε αποχωρισμένα εκλειπτικά συστήματα τα οποία έχουν καταγραφεί φωτομετρικά από το πρόγραμμα OGLE ΙΙ (Optical Gravitational Lensing Experiment) (Πείραμα Οπτικής Βαρυτικής Εστίασης) και είχε ως στόχο τη διερεύνηση της μεθόδου εξαγωγής αξιόπιστων λύσεων μόνο από φωτομετρικά δεδομένα και την αξιολόγηση των σφαλμάτων που υπεισέρχονται. Στο πρώτο κεφάλαιο γίνεται η παρουσίαση των διπλών εκλειπτικών συστημάτων, περιγράφεται η γεωμετρία τους και ορίζονται οι μεταβλητές τους. Επιπλέον περιγράφονται τα είδη τους με βάση το μοντέλο Roche αλλά και την καμπύλη φωτός τους. Στο δεύτερο κεφάλαιο παρουσιάζεται το Αστρονομικό Πρόγραμμα OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) (Πείραμα Οπτικής Βαρυτικής Εστίασης) από το οποίο αντλήθηκαν τα φωτομετρικά δεδομένα των αποχωρισμένων εκλειπτικών συστημάτων που μελετήθηκαν. Στο τρίτο κεφάλαιο περιγράφονται με λεπτομέρεια οι παράμετροι που χρησιμοποιήθηκαν από το πρόγραμμα PHOEBE (PHysics Of Eclipsing BinariEs) έτσι ώστε να υπολογιστούν τα απόλυτα μεγέθη των συστημάτων. Επιπλέον εξηγείται το μαθηματικό μοντέλο που χρησιμοποιεί το συγκεκριμένο πρόγραμμα αλλά και ο τρόπος με τον οποίο καταλήγει σε αποτελέσματα. Τέλος, στο τέταρτο κεφάλαιο παρουσιάζεται ο τρόπος επιλογής των αποχωρισμένων εκλειπτικών συστημάτων από τον κατάλογο OGLE ΙΙ, η εξόρυξη των φωτομετρικών δεδομένων στα φίλτρα Β, V, I και η μοντελοποίηση του συστήματος με το πρόγραμμα PHOEBE. Παρουσιάζονται συγκεντρωτικά τα αποτελέσματα της ανάλυσης και σχολιάζονται για κάθε σύστημα ξεχωριστά με παράλληλη σύγκριση των εξαγόμενων παραμέτρων με προηγούμενες φασματικές ή/και φωτομετρικές μελέτες. Τέλος σχολιάζονται οι υποθέσεις της προτεινόμενης μεθόδου και προτείνονται εναλλακτικές για τη βελτίωση της αξιοπιστίας της. / -

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.

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.

Ένα από τα μεγαλύτερα θεωρητικά κατασκευάσματα της φυσικής είναι αυτό της σκοτεινής ύλης. Στην παρούσα μεταπτυχιακή διπλωματική εργασία αναλύονται οι λόγοι για τους οποίους πιστεύουμε στην ύπαρξη της σκοτεινής ύλης, τα σωματίδια και γενικά τα αντικείμενα που μπορεί να την απαρτίζουν, η σκοτεινή ενέργεια και οι μορφές της και τέλος εναλλακτικές προτάσεις. / One of the most important theoretical creations of physics is dark matter. In this master thesis we describe the reasons we believe in the existence of dark matter, the particles and the objects that consists dark matter, dark energy and finally alternative theories.

The mildly active nuclear region in the galaxy M81 (henceforth, M81‹) is one of the nearest low-luminosity active galactic nuclei (LLAGN) whose structure is marginally resolved when probed with Very Long Baseline Interferometry (VLBI). Motivated by the way resolved radio sources usually appear on the smallest scales, i.e., a core with a one- sided jet structure, we developed a strictly one-sided, asymmetric triangular model, which we call ASYM, with brightness distribution along a line segment on the sky, with maximum brightness at one end of the segment fading linearly to zero at the other end. The ASYM model is compared and contrasted with an elliptical Gaussian model (hereafter, GAUS), by fitting existing VLBI data of M81‹ at 39 epochs between 1993 and 2003 at 8.4 and 5.0 GHz with the two models. Contrary to what we envisioned, we find that for 77% of our epochs, a simple GAUS model fits the visibility data of M81‹ at 8.4 GHz better (i.e., has a lower reduced 2) than the ASYM model. We conclude that M81‹ is not strictly a one-sided, asymmetric jetted source; as is thought to be the case for the majority of AGN observed at VLBI scales. Our results imply that M81‹ is mostly symmetrical with a significant jet counterpart which cannot be overlooked. / School of Interdisciplinary Research and Graduate Studies (SIRGS) / M. Sc. (Astronomy)