Gran parte della cosmologia osservativa si basa sull'assunzione che la distribuzione spaziale delle galassie sia legata in maniera semplice alla sottostante distribuzione di materia. All'inizio si sperava che la distribuzione delle galassie potesse essere una semplice realizzazione poissoniana della distribuzione di materia ma con questo modello risultava difficile riconciliare le osservazioni del campo di velocità peculiari su larga scala, l'ampiezza delle fluttuazioni della radiazione cosmica di fondo, la diversa clusterizzazione di diversi tipi di galassie con il pregiudizio teorico che fosse =1.
Per superare questo tipo di problema i cosmologi hanno introdotto una non ben specificata costante di proporzionalità, b, tra le fluttuazioni nei conteggi di galassie e la distribuzione di massa:

Sebbene molti processi fisici potrebbero in principio dare origine ad una relazione di questo tipo [Dekel & Rees, 1987], la maggior parte di questi processi sono poco chiari e, se invocati, renderebbero difficile usare le osservazioni galattiche per determinare la distribuzione di massa dell'Universo.
Un'eccezione importante è l'instabiltà gravitazionale. Questo processo è relativamente ben capito e studiato e se fosse dominante nel determinare dove le galassie si formano (cioè se le galassie si formano negli aloni virializzati di materia oscura, e gli altri poco chiari fenomeni fisici come la fisica della formazione stellare, o gli effetti delle esplosioni di supernovae e così via sono importanti solo per determinare le proprietà delle galassie dentro gli aloni di materia oscura), allora la distribuzione su larga scala delle galassie si potrebbe legare ancora facilmente alla sottostante distribuzione di materia; il valore del "parametro di distorsione" sarebbe in questo caso immediato da calcolare [White & Rees, 1978 ; Kaiser, 1984 ; Bardeen et al., 1986 ; Mo & White, 1996] poiché conserva una relazione semplice tra le galassie e la massa. Questa ipotesi è in accordo con le nostre conoscenze limitate dei processi fisici rilevanti e soprattutto sembra consistente con le simulazioni numeriche. In questo panorama il modello degli "aloni oscuri" è diventato sempre più popolare ed è oggi la base della teoria moderna di formazione galattica.
Una predizione forte del modello galassia-alone oscuro è che le galassie di una certa massa dovrebbero formarsi prima in regioni dove la densità è più alta e poiché tali regioni sono attese essere fortemente ammassate [Kaiser, 1984], un test naturale è quello di misurare il clustering delle galassie nell'Universo primordiale, cioè delle galassie ad alto redshift.
Negli ultimi anni, grazie ai progressi tecnologici conseguiti, si sta riscoprendo [Hu et al., 1998 ; Thommes et al., 1998 ; Stern et al., 2000] la possibilità di ricercare galassie a redshift elevati grazie alla fotometria a banda stretta che mira all'individuazione della riga di emissione Lyα delle galassie appena formate. Questo tipo di ricerca è in grado, grazie alle caratteristiche della fotometria a banda stretta, di selezionare oggetti che hanno un'emissione nel continuo dello spettro in genere sottosoglia e quindi di spingersi a magnitudini "limite" proibite alle normali tecniche a banda larga. Naturalmente questa tecnica presenta degli svantaggi rispetto alla normale fotometria a banda larga dovuti alle difficoltà teoriche di legare la luminosità di una riga di emissione, in questo caso di risonanza e quindi molto sensibile all'assorbimento inter e intra galattico, alle caratteristiche globali della galassia e quindi ne limita, per adesso, l'uso ad una descrizione "topologica" del cielo. Questa caratteristica legata alla previsione teorica che una galassia dovrebbe, all'aumentare del redshft, avere un emissione nella riga Lyα sempre maggiore fa di questa tecnica di ricerca uno strumento essenziale della cosmologia del futuro per mappare la struttura della distribuzione galattica ad alto redshift.
Questo lavoro vuole essere propedeutico per la mappatura della struttura a larga scala per mezzo di oggetti ad alto redshift ed essere in grado di interpretare i dati nel minimo tempo possibile quando questi saranno disponibili.
Il lavoro parte (Capitolo 1) con un'analisi del modello cosmologico standard, quel modello di mondo omogeneo e isotropo che ha permesso di spiegare molte delle osservazioni passate ma che non riesce a spiegare l'origine della struttura a larga scala osservata, per poi definire, utilizzando la trattazione di Jeans, l'intervallo di redshift in cui verosimilmente cominciano a collassare le prime strutture galattiche.
Nel Capitolo 2 è stato affrontato il problema delle osservazioni di galassie ad alto redshift per capire quali siano le caratteristiche spettrali degli oggetti che ci interessano e individuare come le osservazioni debbano condursi per ricercare tali caratteristiche.
Il Capitolo 3 descrive la crescita della struttura nell'approssimazione lineare e fornisce gli elementi per comprendere l'evoluzione delle perturbazioni iniziali dalle prime fluttuazioni nell'Universo inflazionario alla formazione delle prime strutture barioniche.
Il Capitolo 4 ci introduce al modello di formazione delle galassie negli aloni di materia oscura e allo studio della clusterizzazione di oggetti ad alto redshift attraverso l'uso della funzione di correlazione a due punti e di un codice di simulazione a N-corpi (vedi Appendice A).
Nel Capitolo 5, infine, abbiamo testato il codice sviluppato per la stima della funzione di correlazione (vedi Appendice B) su un catalogo di oggetti emettitori di riga, selezionati fotometricamente da una survey a banda stretta che coinvolge l'Osservatorio Astronomico di Capodimonte.