 
  
  
  
  
Postman et al. (1991) ont étudié
un échantillon de 208 amas dans l'hémisphère nord
limité à  ,
,  ,
, 
 , et
, et  . Cet échantillon (NST) contient 208 amas.
Ils l'ont défini comme étant ``statistique", car le choix des limites 
devrait
minimiser les effets de sélection . 
Pour cet échantillon, Postman et al. trouvent
. Cet échantillon (NST) contient 208 amas.
Ils l'ont défini comme étant ``statistique", car le choix des limites 
devrait
minimiser les effets de sélection . 
Pour cet échantillon, Postman et al. trouvent 
 
  Mpc ; cependant, dans un autre article,
Efstathiou et al. (1992) analysent le même échantillon, et
trouvent
 Mpc ; cependant, dans un autre article,
Efstathiou et al. (1992) analysent le même échantillon, et
trouvent  . Ils affirment d'avoir utilisé
pratiquement la même méthode de Postman et al. pour
mesurer
. Ils affirment d'avoir utilisé
pratiquement la même méthode de Postman et al. pour
mesurer  , et ne peuvent pas expliquer la raison
de cette différence.
, et ne peuvent pas expliquer la raison
de cette différence.
J'ai réanalysé le même échantillon, en collaboration avec S. Maurogordato. Les distances comobiles ont été calculées à partir des décalages vers le rouge:

avec  km/s/Mpc et
 km/s/Mpc et  (comme Postman et al.).
 (comme Postman et al.).
Les catalogues aléatoires de normalisation ont été
construits à partir de la même distribution observée en décalage
vers le rouge
(en pratique, on a pris les décalages vers le rouge des amas observés et 
on les a attribué aux points aléatoires suivant une probabilité
gaussienne avec  km/s, pour tenir compte d'une
certaine sélection, surtout entre
 km/s, pour tenir compte d'une
certaine sélection, surtout entre  ).
On a aussi apporté des corrections en fonction de la latitude galactique
(la probabilité de détection d'un amas varie avec sa distance au plan
galactique) et de la déclinaison (un effet qui est probablement dû
à la variation de la probabilité de détection d'un amas avec sa
distance zénithale). Dans l'analyse de nos échantillons,
ces deux corrections ne sont pas importantes.
).
On a aussi apporté des corrections en fonction de la latitude galactique
(la probabilité de détection d'un amas varie avec sa distance au plan
galactique) et de la déclinaison (un effet qui est probablement dû
à la variation de la probabilité de détection d'un amas avec sa
distance zénithale). Dans l'analyse de nos échantillons,
ces deux corrections ne sont pas importantes.
La fig. montre une
comparaison entre corrélations calculées de manière différente.
 montre une
comparaison entre corrélations calculées de manière différente.
   
Figure:  pour l'échantillon NST.
 pour l'échantillon NST.
Nous avons trouvé que la différence en  peut très simplement être 
expliquée par la différence en pas utilisé pour l'estimation de
 peut très simplement être 
expliquée par la différence en pas utilisé pour l'estimation de 
 .
Avec un pas logarithmique de
.
Avec un pas logarithmique de  nous trouvons
 nous trouvons
 
  Mpc . Cette valeur est inférieure à celle de Postman et al. 
parce que nous avons seulement consideré pour l'ajustement les points entre 
3 et 45
 Mpc . Cette valeur est inférieure à celle de Postman et al. 
parce que nous avons seulement consideré pour l'ajustement les points entre 
3 et 45  Mpc , où
 Mpc , où  est toujours positive. 
Cette valeur est supérieure à celle
d'Efstathiou et al. simplement parce que ces auteurs ont utilisé un pas
logarithmique de 0.2. Cela revient à ne pas estimer
 est toujours positive. 
Cette valeur est supérieure à celle
d'Efstathiou et al. simplement parce que ces auteurs ont utilisé un pas
logarithmique de 0.2. Cela revient à ne pas estimer
 avec un résolution suffisante pour pouvoir détecter
du signal autour de 45
 avec un résolution suffisante pour pouvoir détecter
du signal autour de 45  Mpc , et c'est pour cela que Efstathiou et al.
trouvent une corrélation toujours positive jusqu' à 30
 Mpc , et c'est pour cela que Efstathiou et al.
trouvent une corrélation toujours positive jusqu' à 30  Mpc .
 Mpc .
 
 
  
  
 