Deux groupes ont cherché à réduire ces effets de projection en sélectionnant les amas avec un algorithme de recherche automatique.
Dans l' Edinburgh-Durham Southern Galaxy Catalogue,
l'algorithme applique une correction pour séparer les amas
superposés, et les galaxies dans la région de superposition
sont attribuées à un amas ou à l'autre grâce à
un ajustement gaussien du profil de densité de chaque amas
(Nichol et al., 1992).
Le rayon de recherche r est fixé à 1 
Mpc , pour
réduire les projections. Ils calculent ensuite 
pour un sous-échantillon de 89 amas (dont 79 avec un décalage
vers le rouge mesuré) défini selon les critères suivants:
, où N est le nombre de galaxies dans le cercle de rayon r et
de magnitude m telle que 
, 
,
et 
et
. Nichol et al. (1992) trouvent
et 
.
Dans le catalogue APM, l'algorithme identifie les régions qui ont
la plus grande densité de galaxies de magnitude 
; ces
régions sont identifiées grâce à une technique de percolation,
avec un rayon de recherche égal à 0.7 fois la séparation moyenne.
Chaque groupe recensant plus de 20 galaxies est ensuite choisi comme candidat.
Le rayon utilisé pour compter les amas est de 
Mpc .
Les auteurs calculent
pour 190 amas et trouvent 
Mpc
et 
(Dalton et al., 1992).
Les 
trouvés pour ces amas sélectionnés automatiquement
sont inférieurs à la longueur de corrélation 
Mpc
déterminée à partir des différents échantillons d'amas d'Abell ou ACO.
La situation se complique, car l'amplitude de la corrélation semblerait plus forte pour les amas plus riches. L'existence d'une relation bien définie, et cela jusqu'aux échelles des superamas, comme le soutiennent par exemple Bahcall et West (1992), n'est pas définitivement prouvée. Les échantillons d'amas de richesse 1 ou plus sont très petits (pour ne pas parler des superamas), et d'autres analyses, comme par exemple celle de Postman, Huchra & Geller (1992), ou la nôtre (Cappi & Maurogordato, 1992), ne trouvent pas de différence notable entre la corrélation des amas de richesse 0 et celle des autres amas.
Mais il est vrai que les groupes pauvres, comme j'ai eu l'occasion de le montrer, ont une corrélation comparable à celle des galaxies; les amas riches, même quand on considère les effets de projection, ont une amplitude supérieure à celle des galaxies. Ce qui est intéressant est que les ``amas" detectés dans les deux catalogues automatiques sont en effet des groupes riches ou des amas de richesse 0 selon la classification d'Abell . Il y a donc là une indéniable variation de l'amplitude en fonction de la richesse (ou aussi en fonction de la densité moyenne des objets considerés, puisque les objets les plus riches sont aussi les plus rares).
Si cela est vrai, alors le fait que l'amplitude de la fonction de corrélation des amas dans les catalogues automatiques soit plus petite que celle des amas d'Abell ne représente pas en soi une contradiction.
J'ajouterai que les catalogues automatiques n'ont pas beaucoup d'objets, donc l'incertitude des résultats statistique est relativement grande.
Il faut aussi ajouter que le fait qu'un catalogue d'amas soit ``automatique", n'implique pas l' ``objectivité" ou l'absence d'effets de sélection (après tout, il s'agit toujours d'une recherche sur des images bidimensionnelles). Et sous ce jour, les catalogues automatiques sont trop récents et trop peu étudiés pour qu'on puisse être sûrs de leur fiabilité.
Ceci dit, il est évident que dans le futur la sélection des objets par des algorithmes de plus en plus perfectionnés sera la seule voie praticable.