Comme j'ai l'ai déjà mentionné, le catalogue ACO a été construit
suivant les mêmes critères que ceux d'Abell .
Pourtant, les plaques utilisées
(III-aJ) ont une meilleure sensibilité que les plaques du POSS, utilisées
par Abell en 1958. Donc, il est bien possible de trouver quelques
différences entre les deux catalogues. A cet aspect s'ajoute
le fait qu'on a la possibilité d'explorer une toute nouvelle région
du ciel, et de vérifier si les résultats obtenus sur les
échantillons nord sont confirmés dans le sud. A ces problèmes
peuvent s'ajouter d'éventuels effets de sélection . S'il est vrai que les mêmes
critères ont été utilisés pour chercher les amas Abell et ACO,
et cela implique que les biais doivent être similaires, la
sensibilité différente et les structures diverses peuvent faire varier
l'importance des effets de projection, et changer l'amplitude de la
fonction de corrélation. Je pense que chaque échantillon
indépendant d'amas qui confirme la grande amplitude de la
fonction de corrélation
est un élement qui renforce la fiabilité des catalogues
Abell et ACO: après tout, à ce jour aucun échantillon
d'amas riches n'a donné une longueur de corrélation 
en dessous
de 
Mpc .
Nous avons d'abord analysé deux échantillons symétriques
d'amas d'Abell et ACO de richesse 
et de magnitude 
qui se trouvent à une latitude galactique 
et
(respectivement N40 et S40;
voir la table 
).
Table: Paramètres des échantillons
(
, 
)
Nous avons trouvé des fonctions de corrélations
comparables dans les deux cas, avec 
et 
. Si l'on prend l'échantillon à latitude galactique sud et
si l'on sélectionne seulement les amas ACO (
),
on trouve une amplitude légèrement supérieure, avec 
Mpc ,
mais cette différence reste comprise dans les barres d'erreur.
Le fait intéressant est que tous les échantillons que nous avons
étudiés montrent une fonction de corrélation qui reste positive
jusqu'à 40 -- 50 
Mpc , et qui devient systématiquement négative au delà
(fig.).
Figure: 
du NST, N40, S40 et ACO (la courbe répresente
la loi de puissance 
)
Cet effet avait déjà été mis en évidence au niveau des corrélations angulaires par d'autres auteurs (Bahcall et al., 1988; Batuski et al., 1989). Ce pourrait être soit un effet réel dû à la distribution des amas, soit un effet de normalisation (voir la discussion du deuxième chapitre).
Nos résultats ont été confirmé par Calzetti, Giavalisco & Meiksin
(1992) et Plionis, Valdarnini et Jing (1992). Ces derniers ont étudié des
échantillons similaires d'amas d'Abell et ACO.
Ils ont pris des limites un peu plus
grandes, 
, et 
pour
l'hémisphère nord
et 
, 
, 
pour les
amas ACO. Ils trouvent pour
la fonction de corrélation 
pour les amas d'Abell
nord et sud, et 
pour les amas ACO; il s'agit de résultats
comparables aux nôtres, compte tenu des erreurs.
Pourtant ils trouvent que la corrélation des amas d'Abell reste
positive jusqu'à 40 -50 
Mpc , tandis qu'elle devient négative déjà
à 30 
Mpc pour les amas ACO. Leur limite moins stricte en latitude galactique
et leur plus grande fraction de décalages vers le rouge estimés pourrait
expliquer cette différence.
Ils remarquent aussi que leur échantillon d'amas ACO
résulte avoir des structures plus filamentaires que les amas d'Abell .
Je crois que la raison principale de cette propriété de l'échantillon
d'amas ACO, et de sa plus grande longueur de corrélation est la
présence du superamas Horologium-Reticulum.