List of Figures

• Lo spettro della CBR è, come predetto dalla teoria, quasi un perfetto spettro di corpo nero. Il grafico rappresenta le ultime osservazioni riportate.
• Con l'espansione dell'Universo la distanza tra le galassie aumenta in maniera proporzionale al fattore di scala, L(t)=a(t) L₀
• Look-back time in funzione del redshift per i modelli cosmologici: $\Omega _{\rm M}=1.0, \Omega _{\Lambda }=0$ (linea spezzata); $\Omega _{\rm M}=0.2, \Omega _{\Lambda }=0$ (linea intera); $\Omega _{\rm M}=0.1, \Omega _{\Lambda }=0.9$ (linea punteggiata). Questi modelli sono stati calcolati con ${\rm H}_0=100h\,{\rm km}\,{\rm s}^{-1}$ Mpc^-1.
• I fotoni emessi da una galassia al tempo t₁ occupano un volume dAcdt₁. Tenendo conto della dilatazione temporale, il volume occupato dai fotoni quando raggiungono l'osservatore è dato da dAcdt₀, dove dt₀=dt₁(1+z).
• Una sorgente di diametro lineare D sottende un angolo $\theta$ e un angolo solido $\Omega$ quando è vista da un osservatore a distanza d_A.
• Spettri normalizzati al continuo di stelle B. I tipi spettrali sono dati sulla destra di ogni spettro. Sono evidenti, oltre alle righe di emissione e assorbimento che sono pur importanti diagnostici stellari, i comportamneti globali degli spettri: il continuo piatto e il decremento del flusso verso il limite Lyman.
• Nella figura sono mostrati gli spettri normalizzati al continuo e nel sistema di riferimento a riposo di due galassie con formazione stellare: la 1512-cB58, una galassia a z=2.723 (Pettini et al., 1997), e la NGC 1705-1, una galassia a z $\approx$ 0 (Heckman & Leitherer, 1997).
• Quello in figura è il primo oggetto confermato spettroscopicamente a z>5 ed è stato il risultato di una scoperta casuale nel 1998 di Dey; da notare la forza dell'emissione Ly$\alpha$ e la caratteristica asimmetria del profilo, nel riquadro della figura, che ne conferma il redshift.
• Sistema di filtri usato da Steidel e Hamilton per individuare il ``break'' a $z\approx$ 3.
• Evoluzione del colore con il redshift di galassie di differenti tipi spettroscopici nel sistema U<sub>n</sub>GR di Steidel. Le curve cominciano tutte a z=0 e ogni punto lungo una traccia corrisponde ad un incremento di 0.1 lungo z. Le linee puntate indicano la barriera della selezione fotometrica.
• In Figura è mostrata la distribuzione in redshift delle galassie in una fetta di spessore $6^\circ$ del progetto di osservazione SDSS. Questa fetta contiene circa il 6% delle 10<sup>6</sup> galassie totali della survey spettroscopica. Sono ben evidenti le strutture nella distribuzione.
• Nella Figura è mostrata una simulazione ottenuta con il codice di simulazione a N-corpi utilizzato nel nostro lavoro. Il campo rappresenta una fetta di Universo di dimensioni trasverse di 25 Mpc comoventi e una profondità di 1 Mpc lungo la linea di vista per un modello CDM con $\Lambda$ = 0.7, $\Omega$ = 0.3 a redshift z=3.13.
• L'evoluzione delle perturbazioni di densità nel modello cosmologico analizzato. L'immagine è una ``fetta'' di 25Mpch^-1 per lato e profonda 1Mpch^-1. Situazione delle strutture a z=9.
• L'evoluzione delle perturbazioni di densità nel modello cosmologico analizzato. L'immagine è una ``fetta'' di 25Mpch<sup>-1</sup> per lato e profonda 1Mpch<sup>-1</sup>. Situazione della struttura a z = 7.
• L'evoluzione delle perturbazioni di densità nel modello cosmologico analizzato. L'immagine è una ``fetta'' di 25Mpch^-1 per lato e profonda 1Mpch^-1. Situazione delle perturbazioni a z = 4.
• L'evoluzione delle perturbazioni di densità nel modello cosmologico analizzato. L'immagine è una ``fetta'' di 25Mpch^-1 per lato e profonda 1Mpch^-1. Situazione della struttura a z = 3.13, cioè la simulazione relativa allo stato della materia nell'intervallo di redshift identificato dallo studio delle emissioni Ly-$\alpha$.
• In figura è paragonato il comportamento dello stimatore su un catalogo di 1000 oggetti, in nero, presi da un campo di oggetti correlati (distribuzione di massa a z = 3.5) e di 1000 oggetti uniformemente distribuiti,in rosso.
• In figura è paragonato il comportamento dello stimatore su un catalogo di 300 oggetti correlati, in nero, (distribuzione di aloni a z = 3.5) e di 300 oggetti uniformemente distribuiti, in rosso.
• In figura é mostrato l'andamento dello stimatore sia per la distribuzione massa che per gli aloni a z = 3.13. In nero è la stima per gli aloni mentre in rosso quella per la massa.
• In figura é mostrato l'andamento dello stimatore sia per la distribuzione massa che per gli aloni a z = 3.50. In nero è la stima per gli aloni mentre in rosso quella per la massa.
• In figura é mostrato l'andamento dello stimatore sia per la distribuzione massa che per gli aloni a z = 4.00. In nero è la stima per gli aloni mentre in rosso quella per la distribuzione di massa.
• Evoluzione della funzione di correlazione della distribuzione di massa al variare del redshift. È evidente come con l'evoluzione della struttura aumenti il grado di correlazione. Dal giallo a z=7, la distribuzione di massa diventa sempre più correlata fino al nero di z=3.13 .
• In figura è rappresentata la stima della funzione di correlazione degli aloni ai redshift 3.13, 3.5, 4 (rosso, blu, nero).
• In Figura sono mostrati i campi di osservazione nell'ammasso della Vergine oggetto della survey in banda stretta. I tre campi interni all'ammasso sono stati già osservati e si sta procedendo alla analisi spettroscopica mentre per i campi più esterni le osservazioni cominceranno nel Gennaio 2001.
• Diagramma colore-magnitudine per il campo localizzato nel core dell'ammasso della Vergine. Le linee spezzate indicano la dispersione a 3*RMS della distribuzione. La linea continua inclinata è la soglia di rilevazione nel continuo. Le linee orizzontali rappresentano gli oggetti con EW_mis= 80 Å. I punti celeste sono i candidati regioni HII e [OII] e i punti viola sotto la soglia del continuo sono i candidati IPNe e Ly-$\alpha$.
• Criteri di selezione morfologica. In questo diagramma sono riportate le magnitudini OIII di un campione di oggetti puntiformi con funzione di luminosità nota (croci) in ascissa mentre in ordinata vengono riportate le differenze tra la $\sigma$ della distribuzione PSF (adottata per una sorgente puntiforme) e la $\sigma$ determinata da SExtractor. Gli oggetti estesi sono quelli che si trovano al di fuori delle linee tratteggiate.
• Spettro di un probabile emitter Ly$\alpha$ a z=3.14. La riga presenta la caratteristica asimmetricità della Ly$\alpha$.
• Spettro di una IPNe. La caratteristica visibile immediatamante nello spettro è il doppietto della riga [OIII] a 4959 Åe 5007 Å.
• In figura è mostrato l'andamento dell'estimatore della funzione di correlazione angolare del catalogo selezionato e di un catalogo di sorgenti distribuite uniformemente. In nero sono le stime per il catalogo di candidati, in rosso le stime per il campione casuale.
• Diagramma di flusso del programma CURRECURRE