Στη παρούσα διπλωματική εργασία εξετάσαμε μερικά ανοικτά θέματα της εξέλιξης των γαλαξιών τα οποία οφείλονται στο γειτονικό τους περιβάλλον, κι είναι βασισμένα στην ανάλυση της μορφολογίας τους. Στη μελέτη χρησιμοποιήσαμε εικόνες σε οπτικά και υπέρυθρα μύκη κύματος κι επικεντρώθηκαμε σε δύο διακριτά δείγματα γαλαξιών. Κατά συνέπεια, η μελέτη είναι διαιρεμένη σε δύο τμήματα.Το πρώτο τμήμα ασχολείται με τη μορφολογική ταξινόμηση 89 φωτεινών υπέρυθρων γαλαξιών (Luminous Infrared Galaxies: LIRGs, συστήματα με συνολική υπέρυθρη εκπομπή ακτινοβολίας μεγαλύτερη από 1011 L⊙), οι οποίοι προέρχονται από το δείγμα GOALS (Great Observatories All Sky LIRG Survey), κι έχουν απεικονιστεί με το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble. Το GOALS είναι ένα πλήρες υποσύνολο του RBGS (Revised Bright Galaxy Sample) ενός δείγματος φωτεινών γαλαξιών οι οποίοι παρατηρήθηκαν από το υπέρυθρο τηλεσκόπιο IRAS, και αποτελείται από 202 συστήματα στο τοπικό σύμπαν (ερυθρομετατόπιση ≤ 0.09). Η δραστηριότητα των LIRGs σχετίζεται με αλληλεπιδράσεις πλούσιων σε αέριο δισκοειδών γαλαξιών, είτε με μικρούς γειτονικούς γαλαξίες, είτε με άλλους μεγάλους δισκοειδείς με τους οποίους τελικά συγχωνεύονται, δημιουργώντας στην πορεία συστήματα με φωτεινότητες άνω των 10 12 L⊙, τους Ultra Luminous Infrared Galaxies: ULIRGs.Αυτές οι αλληλεπιδράσεις οδηγούν το αέριο προς το κέντρο του συστήματος παράγοντας τεράστια ενέργεια στα κεντρικά σημεία είτε με σχηματισμό νέων αστέρων με μεγάλους ρυθμούς (∼ 10 − 200 M⊙ / έτος) είτε με πρόσπτωση ύλης σεέναν ενεργό γαλαξιακό πυρήνα ActiveGalacticNucleus (AGN). Για τους παραπάνω λόγους, οι LIRGs είναι ιδανικοί για τη μελέτη φαινομένων που σχετίζονται με σχηματισμό νέων αστεριών. Επιπλέον, στο μακρινό Σύμπαν οι LIRGs αντιπρο- σωπεύουν το σύντομο (∼ μερικά 108 έτη) αλλά ενεργητικά σημαντικό μετασχηματισμό των κανονικών γαλαξιών σε ελλειπτικούς και φακοειδείς (S0) γαλαξίες. Η βελτίωση της κατανόησης των κοντινών αυτών συστημάτων ειναι καθοριστική για παρόμοιες μελέτες σε απομακρυσμένους LIRGs οι οποίοι είναι υπεύθυνοι για το μεγαλύτερο ποσοστό της πυκνότητας ενέργειας στο υπέρυθρο φως για z > 0.5.Στο δείγμα GOALS υπολογίσαμε αυτόματα μη-παραμετρικούς συντελεστές (Gini και M20: τη δεύτερη τάξη επιφανειακής πυκνότητας φωτός) ώστε ναποσοτικοποιήσουμε τη μορφολογία τους στο οπτικό (B και I φίλτρο) καθώς και στο υπέρυθρο (H και 5,8 μm). Διερευνήσαμε τη μορφολογία των (U)LIRG ωςσυνάρτηση της αστρικής μάζας (M⋆), της υπέρυθρης φωτεινότητας (LIR), του ρυθμού σχηματισμού αστεριών (SFR) και της θερμοκρασίας της σκόνης (Tdust) και βρήκαμε ότι η M20 είναι πιο αξιόπιστος μορφολογικός δείκτης απο το Gini, καθώςμας επιτρέπει να διακρίνουμε απομονωμένα συστήματα από αλληλεπιδρώντα ή υπολείμματα συγχώνευσης γαλαξιών. Η ανάλυση σε πολλαπλά μήκη κύματος μαςεπιτρέπει να εντοπίσουμε μια περιοχή στο παραμετρικό χώρο Gini - M20 όπου βρίσκονται αλληλεπιδρώντες γαλαξίες. Αυτή η συγκεκριμένη περιοχή καθορίζεταικαλύτερα στο φίλτρο Η. Διερευνώντας τη κατανομή των γαλαξιών στο χώρο sSFR (ειδικός ρυθμός σχηματισμού αστεριών) - M20, βρίσκουμε επίσης ένα παραμετρικόδιαχωρισμό μεταξύ κρυμμένου και εμφανούς, στο οπτικό, σχηματισμού νέων αστεριών. Το sSFR συσχετίζεται θετικά με την M20 όταν υπολογίζεται στη μέσηυπέρυθρη ακτινοβολία (οι γαλαξίες με πιο έντονο σχηματισμό αστέρων εμφανίζουν πιο συμπαγή εκπομπή), ενώ αντισταθμίζονται με την M20 όταν ο υπολογισμόςγίνεται στο φίλτρο Β. Αυτό έχει σημαντικές συνέπειες για αντίστοιχες μελέτες σε μακρινούς γαλαξίες με σκόνη, όπου οι παρατηρήσεις, λόγω ερυθρομετατόπισης, γίνονται σε υπεριώδη μήκη κύματος.Στο δεύτερο μέρος της εργασίας, εστιάσαμε στην ανάλυση, σε οπτικό και κοντινόυπέρυθρο φως, περισσότερων από 1000 γαλαξιών σε 9 σμήνη, επιλεγμένους από τοWide−field Nearby Galaxy−cluster Survey (WINGS). Το WINGS αποτελεί μιαμελέτη μεγάλου πεδίου με φωτομετρική απεικόνιση σε πολλά μηκή κύματος καιφασματοσκοπικής ανάλυσης 77 κοντινών σμηνών γαλαξιών. Υπολογίσαμε μια σειρά από βασικές παραμέτρους (φαινόμενο μέγεθος, πραγματική ακτίνα (Re), δείκτη Sersic (n), άξονα αναλογίας και γωνία θέσης) χρησιμοποιώντας το υπερσύγχρονο λογισμικό GALAPAGOSII ώστε να εξετάσουμε την μεταβολή της μορφολογίας των γαλαξιών που βρισκονται σε σμήνη ως συνάρτηση του μήκους κύματος και του περιβάλλοντος και να τους συγκρίνουμε με γαλαξίες που ειναι απομονωμένοι. Το πλεονέκτημα της συγκεκριμένης μεθόδου είναι οτι μπορούμε να δημιουργήσουμε ταυτόχρονα μοντέλα σε τρία οπτικά (u, B και V ) και δύο υπέρυθρα μήκη κύματος (J και K), μελετώντας με έναν αυτοσυνεπή τρόπο την εκπομπή ακτινοβολίας απο τους γαλαξιες αυτούς. Διαπιστώνουμε ότι δεν υπάρχει σημαντική μεταβολή στα μοντέλα με το μήκος κύματος (ο δείκτης Sersic παραμένει σχεδόν σταθερός) ενώ η ακτίνα (Re) μειώνεται καθώς το μήκος κύματος αυξάνεται για όλους τους μορφολογικούς τύπους γαλαξιών. Το περιβάλλον (όπως υπολογίζεται από την προβαλλόμενη τοπική επιφανειακή πυκνότητα, Σ10, και την απόσταση από το κέντρο των σμηνών) δεν επηρεάζει ουσιαστικά τις τιμές των δομικών παραμέτρων (n και Re) για τους γαλαξίες που βρίσκονται σε περιοχές με ακτίνα μικρότερη από 0.64 × R200 (κοντά στο κέντρο των σμηνών). Τα αποτελέσματά μας δείχνουν σαφώς ότι οι πιο φωτεινοί γαλαξίες σμήνους έχουν το φως τους συγκεντρωμένο στο κέντρο τους και είναι πιο συμπαγείς (εμφανίζουν υψηλές τιμές n και μικρότερη Re). Επιπλέον, οι παράμετροι φωτός (N) και μεγέθους (R) των φωτεινών γαλαξιών που βρίσκονται σε σμήνη διαφέρουν αρκετά ως συνάρτηση του μήκους κύματος από αντίστοιχα φωτεινούς αλλά απομονωμένους γαλαξίες.
