Η διδακτορική διατριβή βασίζεται σε οπτικές παρατηρήσεις που πραγματοποιήθηκαν από τα τηλεσκόπια του αστεροσκοπείου του Σκίνακα (το οποίο βρίσκεται στην Κρήτη) και από το τηλεσκόπιο Ισαάκ Νιούτον (που βρίσκεται στη Λα Πάλμα στα Κανάρια νησιά). Από τις παρατηρήσεις αυτές, (οπτικές εικόνες και φάσματα) ανακαλύφθηκαν σε μία περιοχή εβδομήντα τετραγωνικών λεπτών του τόξου της μοίρας, έξι υπολείμματα υπερκαινοφανών αστέρων τα οποία δεν αναγράφονται σε καμία βιβλιογραφία. Τα υπολείμματα αυτά, λόγω της ίδιας περίπου απόστασης που απέχουν, ενδεχομένως να προέρχονται από αλληλεπιδράσεις υπερκαινοφανών αστέρων, οπού η έκρηξη του ενός αστέρα, επιταχύνει την έκρηξη του πλησιέστερου σε αυτόν αστέρα που βρίσκεται στο τελευταίο στάδιο, όταν το ωστικό κύμα διέλθει από αυτόν, δημιουργώντας έτσι μια φυσαλίδα υπολειμμάτων υπερκαινοφανών. Το σημαντικό με αυτή την μελέτη είναι ότι για πρώτη φορά παρατηρήθηκαν στον Γαλαξία μας, στο οπτικό μέρος του φάσματος, μια περιοχή με τόσα υπολείμματα υπερκαινοφανών, παρέχοντάς μας την δυνατότητα να μελετήσουμε τον ρυθμό των εκρήξεων των υπερκαινοφανών με αυτόν της δημιουργίας των υπολειμμάτων τους, και να εξάγουμε συμπεράσματα για τον ρυθμό αστρογένεσης στον Γαλαξία μας. Παράλληλα μελετώντας την ομάδα Μ81, ανιχνεύτηκε για πρώτη φορά στο οπτικό μέρος του φάσματος, σκόνη στην περιοχή μεταξύ των γαλαξιών. Η μελέτη βασίζεται στην σύγκριση του δείκτη χρώματος των γαλαξιών υποβάθρου, των υποψηφίων περιοχών, με τον δείκτη χρώματος γαλαξιών υποβάθρου σε περιοχές που είναι απομακρυσμένες από την ομάδα Μ81, και αποτελούν πεδία ελέγχου. Η συστηματική ερύθρωση που παρουσίαζαν οι γαλαξίες υποβάθρου στις περιοχές πλησίον της ομάδας Μ81 μπορεί να ερμηνευτεί μόνο με την παρουσία μεγάλων ποσοτήτων σκόνης που εμπεριέχονται στο μεσογαλαξιακό χώρο. Η ποσότητα της σκόνης στις περιοχές αυτές υπολογίστηκε ότι είναι περίπου 50 εκατομμύρια ηλιακές μάζες, όσο δηλαδή και η σκόνη που διαθέτει ένας τυπικός σπειροειδής γαλαξίας. Η προέλευση της σκόνης πιθανολογείται ότι οφείλεται σε ένα μέλος της ομάδας (τον γαλαξία Μ82), ο οποίος είναι ένας γαλαξίας με περιοχές έντονης αστρογένεσης και εκτοξεύει μεγάλες ποσότητες σκόνης στο μεσογαλαξιακό χώρο ή στις παλιρροϊκές δυνάμεις που αναπτύχθηκαν κατά την αλληλεπίδραση των γαλαξιών (που έγινε πριν από 200 εκατομμύρια χρόνια) και εκτόξευσαν στον μεσογαλαξιακό χώρο τεράστιες ποσότητες αερίου και μαζί με αυτό και σκόνη. Οι προβλέψεις για την ύπαρξη σκόνης στις περιοχές αυτές, επιβεβαιώθηκε πρόσφατα από τις υπέρυθρες εικόνες που λήφθηκαν από το διαστημικό τηλεσκόπιο Herschel. / This thesis is based on deep optical CCD images which large have been obtained in the light of Hα+[N II], [O III] and [S II]. The resulting mosaic covers an area of 1.4º ´ 1.0º, where filamentary and diffuse emission was discovered, suggesting the existence of more than one supernova remnants (SNRs) in the area. Deep long slit spectra were also taken at eight different regions. Both the flux calibrated images and the spectra show that the emission of the filamentary structures originates from shock-heated gas, while photo-ionization mechanism is responsible for the diffuse emission. In most case, the optical emission is found to be well correlated with the radio at 1420 MHz and 4850 MHz, suggesting their association. The presence of the [O III] 5007 emission line in one of the candidate SNRs suggests shock velocities into the interstellar "clouds" of >100 Km/s, while the absence in the other indicates slower shock velocities. For all candidate remnants the [S II] λλ 6716/6731 ratio indicates electron densities below 270 cm-3, while the Hα emission has been measured to be between 0.6 to 41´10-17 erg s-1 cm-2 arcsec-2. The detected optical emission could be part of a number of supernovae explosions and the possibility that it is within an OB association can not be ruled out. It will then be the first optical discovery of SRNs within a bubble or superbubble in our Galaxy. Further, the study of those areas, also provides information for the star formation history of the Galaxy. Galactic dust constitutes approximately half of the elements more massive than helium produced in stellar nucleosynthesis. Notwithstanding the formation of dust grains in the dense, cool atmospheres of late-type stars, there still remain huge uncertainties concerning the origin and fate of galactic stardust. In this Letter, we identify the intergalactic medium (i.e., the region between gravitationally bound galaxies) as a major sink for galactic dust. We discover a systematic shift in the color of background galaxies viewed through the intergalactic medium of the nearby M81 group. This reddening coincides with atomic, neutral gas previously detected between the group members. The dust–to–H I mass ratio is high (1/20) compared to that of the solar neighborhood (1/120), suggesting that the dust originates from the center of one or more of the galaxies in the group. Indeed, M82, which is known to be ejecting dust and gas in a starburst-driven superwind, is cited as the probable main source.

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.