This thesis investigates the hot phase of the interstellar medium (ISM) in different environments and on different size scales. The hot phase fills a large fraction of the total ISM volume and is central in shaping the structure of galaxies. We study the hot ISM phase in X-rays and investigate its interactions and relationship with the other ISM phases, using multi-wavelength data and stellar population studies. With this, we are able to deepen our knowledge, especially regarding star formation and the overall state of the ISM in the studied objects. We first introduce the broad topic of the ISM and discuss the multi-phase model with the respective characteristics of each phase. Next, we introduce shock physics and the two most important examples of interstellar shocks: supernova remnants (SNRs) and stellar wind bubbles. Since we are especially interested in the hot phase, we briefly introduce hot diffuse plasma. Finally, we put the discussed physical processes and ISM phases into the larger context of star formation and the matter cycle of galaxies. Before diving into our data analysis, we discuss the basics and methods for observing X-rays, followed by briefly introducing the two most important X-ray observatories for this thesis: the X-ray Multi-Mirror-Newton (XMM-Newton) and the extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array (eROSITA). The first part of our study explores the X-ray enhancement in the direction of the Gemini and Monoceros constellations. This region is host to one of the closest and most extended SNRs known: the Monogem Ring. If this SNR would be visible to the naked eye, it would fill a large portion of the night sky. Additionally, the more distant Monoceros Loop SNR is located in the vicinity. Using archival Suzaku data as well as novel eROSITA data, we studied the morphology of both remnants and compared the X-ray emission with the Halpha emission. We performed spectral analyses across the entire extend of both remnants, divided into several different regions. With this, we obtained detailed parameters of the diffuse X-ray emitting plasma, which agree well with previous works. We estimated the evolutionary parameters of both remnants, which suggest that they are both evolved old supernova remnants, expanding into a relatively low density medium. In addition, we find that the Monogem Ring appears to be heavily interacting with denser ISM towards the Galactic plane. We found evidence that supports the association between the pulsar B0656+14 and the Monogem Ring SNR, putting the remnant at a distance of only ~300 pc. We also investigated a nearby structure that appears to be interacting with the remnant, the Gemini Halpha ring. By studying the stellar population, we found that this structure was likely caused by stellar winds in the past. For the Monoceros Loop, we found that a distance of ~1.5 kpc is most likely, based on our results and the present stellar population. In the second part, we move from the nearby SNRs to the more distant satellite galaxies: the Magellanic Clouds (MCs). Instead of the "small" scale SNRs, we study the hot diffuse ISM on kpc scales, namely, the X-ray spur in the Large Magellanic Cloud and the entirety of the Small Magellanic Cloud. From HI studies, we know that a large scale collision appears to be ongoing in the southeast of the LMC, a result of tidal interactions between both MCs. Using both new and archival XMM-Newton data, as well as novel eROSITA data, we studied the morphology of the X-ray emission in the southeast of the LMC and compared it with HI data. Utilizing Voronoi tessellation, we performed a systematic large scale spectral analysis of the XMM-Newton data. We supplemented our study with large-scale spectra obtained by eROSITA. We created detailed plasma parameter maps for the entire southeast of the LMC and derived the corresponding physical plasma conditions. We found a two-component plasma, consisting of one cold and one hot plasma component. The hot component is significantly overpressurized and enhanced where the massive HI cloud-cloud collision is taking place. To further investigate the relation of the plasma with the other ISM phases, we performed a multiwavelength study, using HI, optical line emission, carbon monoxide (CO), and submillimeter data. We also simulated the combined heating resulting from the past stellar population in the X-ray spur. From our results, we found that part of the plasma in the X-ray spur must have been additionally heated and compressed by the massive cloud-cloud collision. We developed a convincing scenario that explains the origin of the X-ray spur as a result of the ongoing HI cloud collision. We extended our study to the SMC and performed a spectral analysis of a large part of the SMC, using archival XMM-Newton data. Similar to the southeast of the LMC, the SMC is heavily influenced by tidal interactions. Our spectral analysis results suggest a similar two-component plasma. Using Halpha and HI data in addition to the X-ray data, we found a correlation between star-formation and the tidal interactions. The morphology suggests, that the massive stellar population in turn appears to have heated the plasma to X-ray emitting temperatures. In the last part of the thesis, we shift from the diffuse to the more point-like sources. We developed a tool to quickly compare detections of eROSITA with known source catalogs in an automated way. This tool is part of the near-real-time analysis (NRTA) of eROSITA, and crucial in identifying time-variable and new sources on a daily basis. One possible class of sources are supernovae, bringing us back to our first subject, the resulting SNRs. We close the thesis with a brief summary of our results, as well as an outlook for future research. In dieser Arbeit, die sinngemäß den Titel "Von Supernovaüberresten zu großskaligen Kollisionen - Eine umfassende Studie der heißen Phase des interstellaren Mediums" trägt, befasse ich mich mit der heißen Phase des interstellaren Mediums (ISM) in verschiedenen Umgebungen und auf verschiedenen Größenskalen. Die heiße Phase spielt eine zentrale Rolle für die Struktur von Galaxien und füllt einen Großteil des Volumens des ISM aus. Anhand von Röntgenstrahlung, sowie Multiwellenlängen-Daten und Sternen-Populationsstudien untersuche ich das heiße ISM und dessen Interaktionen mit den anderen Phasen des ISM. Dadurch lässt sich unser Verständnis über das ISM, sowohl in den untersuchten Objekten als auch im größeren Gesamtkontext und über dessen Beziehung zur Sternenentstehung, erweitern. Zuerst gebe ich eine kurze Einleitung über das komplexe Thema des interstellaren Mediums und diskutiere das mehrphasige Modell des ISM. Insbesondere gehe ich auf die Details der einzelnen Phasen ein. Als nächstes gebe ich einen Einblick zur Schock-Physik anhand der zwei wichtigsten Beispiele, Supernovaüberresten und Astrosphären. Da ich insbesondere an der heißen Phase des ISM interessiert bin, gebe ich danach einen kurzen Überblick über die physikalischen Prozesse in einem diffusen Plasma. Abschließend ordne ich die verschiedenen ISM Phasen sowie physikalischen Prozesse in den Kontext von Sternenentstehung und des Materiezykluses in Galaxien ein. Als letztes gebe ich noch einen Überblick über die wichtigsten Beobachtungstechniken und Observatorien in der Röntgenastronomie: X-ray Multi-Mirror-Newton (XMM-Newton) und extended ROentgen Survey with an Imaging Telescope Array (eROSITA). Im ersten Teil meiner Studie befasse ich mich mit der erhöhten Röntgenemission in Richtung der Sternbilder Zwillinge und Einhorn. In dieser Richtung befindet sich einer der nächstgelegen und größten Supernovaüberresten mit dem Namen "Monogem Ring". Wären unsere Augen in der Lage Röntgenemission zu sehen, würde dieses Objekt einen großen Teil des Nachthimmels ausfüllen. Darüber hinaus befindet sich noch ein weiterer Supernovaüberrest in dieser Richtung, der den Namen "Monoceros Loop" trägt und sich in größerer Distanz befindet. Mithilfe von Archivdaten des Röntgenobservatoriums Suzaku sowie neuen Daten des eROSITA Röntgenteleskops untersuche ich die Struktur von beiden Supernovaüberresten und vergleiche diese mit Halpha Daten. Danach verwende ich die Röntgendaten für eine Spektralanalyse, aufgeteilt in verschiedene Bereiche der Supernovaüberreste. Dadurch konnte ich einen genauen Einblick in die physikalischen Bedingungen des Plasma gewinnen, wobei ein Vergleich mit vorherigen Studien eine gute Übereinstimmung der Ergebnisse zeigt. Mithilfe der Ergebnisse konnte ich Abschätzungen über die Evolution der Supernovaüberreste berechnen, wobei sich ergeben hat, dass beide Supernovaüberreste schon in einem späteren Entwicklungsstadium sind und sich in Regionen mit geringer ISM Dichte ausbreiten. Für den Supernovaüberrest "Monogem Ring" ergab sich außerdem, dass dieser scheinbar stark mit dichterem ISM nahe der galaktischen Scheibe interagiert. Die Ergebnisse unterstützen auch die These, dass der Pulsar B0656+14 und der Supernovaüberrest einen gemeinsamen Ursprung haben, womit dieser Supernovaüberrest sich in einer Distanz von ungefähr ~300 pc befinden würde. Außerdem untersuche ich die nahegelegene Halpha Struktur "Gemini Halpha Ring", die mit dem Supernovaüberrest zu wechselwirken scheint. Durch eine Sternen-Populationsstudie konnte ich die entsprechende freigesetzte Energie abschätzen, was darauf schließen lässt, dass die Struktur das Resultat starker Sternenwinde sein könnte. Bezüglich des anderen Supernovaüberrests, der "Monoceros Loop", konnte ich mithilfe der Röntgenstudie und einer Sternen-Populationsstudie die Distanz auf ungefähr ~1.5 kpc eingrenzen. Im zweiten Teil meiner Studie untersuche ich anhand der Magellanschen Wolken, die die größten Satellitengalaxien der Milchstraße sind, das ISM auf größeren Skalen. In diesen Objekten lässt sich die heiße Phase des ISM auf kpc Skalen erforschen. Im speziellen untersuche ich dabei die diffuse Struktur "X-ray spur" in der Großen Magellanschen Wolke, die im Röntgenlicht sichtbar ist, sowie das Plasma in der Kleinen Magellanschen Wolke. Studien von neutralem Wasserstoff haben gezeigt, dass im südwestlichen Teil der Großen Magellanschen Wolke eine großskalige Kollision von Wasserstoffwolken stattfindet, resultierend aus Gezeitenkräften zwischen den beiden Magellanschen Wolken. Mithilfe von XMM-Newton Archivdaten sowie neuen eROSITA Daten untersuche ich die Struktur der Röntgenemission in der südwestlichen Großen Magellanschen Wolke und vergleiche diese mit der Emission von neutralem Wasserstoff. Um eine großangelegte Spektralanalyse der XMM-Newton Daten dieser Region vorzunehmen, verwendete ich das Verfahren der Voronoi-Tesselation. Zusätzlich ergänzte ich die Spektralanalyse mit eROSITA Spektren, extrahiert aus größeren Regionen. Aus den Ergebnissen der Spektralanalyse erstellte ich detaillierte Karten, die die unterschiedlichen Bedingungen des Plasma zeigen. Als bestes Modell, um das Plasma zu beschreiben, erwies sich die Kombination aus zwei Modellen für thermische Plasmen. Eine Komponente tendiert dabei zu kälteren Temperaturen, wohingegen die andere Komponente zu heißeren Temperaturen tendiert. Die heißere Komponente besitzt einen deutlich erhöhten Gasdruck und ist besonders dort stark, wo die Kollision der Wasserstoffwolken stattfindet. Um ein umfassendes Bild der physikalischen Prozesse in dieser interessanten Region zu erhalten, verglich ich die Ergebnisse mit Daten in anderen Wellenlängen. Neben der Emission von neutralem Wasserstoff verwendete ich Daten von optischer Linien-Emission, Kohlenstoffmonoxid, sowie sub-Millimeter-Beobachtungen. Um darüber hinaus die Energiebilanz des Systems abschätzen zu können, simulierte ich die Sternenpopulation in dieser Region der großen Magellanschen Wolke. Daraus ergab sich, dass die Energie der Sterne alleine nicht ausreicht, um das Plasma zu erklären. Stattdessen ist die heiße Plasma-Temperatur in der "X-ray spur" vermutlich ein Resultat der Wasserstoffwolken-Kollision, die ein bereits vorhandenes Plasma zusätzlich komprimiert und aufgeheizt hat. Ausgehend von meinen Ergebnissen konnte ich ein überzeugendes Kollisions-Szenario entwickeln, welches die Struktur des ISM in verschiedenen Wellenlängen, sowie den Ursprung der "X-ray spur" erklärt. Da die Kleine Magellansche Wolke in der Vergangenheit vermutlich auch stark durch Gezeitenkräfte beeinflusst wurde, führte ich ergänzend eine ähnliche Studie für diese Galaxie durch. Dazu verwendete ich XMM-Newton Archivdaten sowie Daten von neutralem Wasserstoff und Halpha Emission. Die Spektralanalyse der Röntgendaten zeigt, dass das Plasma in der Kleinen Magellanschen Wolke gut mit einem ähnlichen Modell beschrieben werden kann, bestehend aus einer kälteren und einer heißeren thermischen Plasmakomponente. Die Struktur der Wasserstoff- und Halpha Emission im Vergleich zu den Röntgendaten zeigt, dass die Entstehung massereicher Sterne in verschiedenen Regionen ein Resultat von kollidierenden Wasserstoffwolken sein könnte, was wiederum zur Aufheizung des Plasma geführt hat. Im letzten Teil meiner Arbeit beschäftige ich mich mit punktförmigen Quellen, die zusätzlich zur diffusen Emission beobachtet werden. Als Teil der "near-real-time analysis" der eROSITA Mission entwickelte ich ein Programm, dass in kurzer Zeit automatisch Detektionen von eROSITA mit bekannten Quellkatalogen aus der Literatur abgleicht. Dadurch können zeitnah neue und variable Quellen in den täglich eintreffenden Daten erkannt werden. Eine Klasse von möglichen neuen Quellen stellen Supernovaexplosionen dar, was wiederum eine Verbindung zum ersten Thema meiner Arbeit herstellt. Abschließend fasse ich nochmal alle wichtigen Ergebnisse der Arbeit zusammen und gebe einen Ausblick auf zukünftige Möglichkeiten, diese Forschung weiter voranzubringen.