Une première motivation pour mesurer le redshift des galaxies
dans un amas est la détermination de la distance de l'amas lui-même.
Etant donné que la dispersion de vitesse d'un amas est de l'ordre
de 
km/s, la mesure du décalage vers le rouge
d'une seule galaxie n'est pas suffisante,
d'autant plus qu'il y a toujours le risque d'observer une galaxie qui soit
superposée à l'amas sans lui appartenir.
Il est vrai que, si l'on se limite à la
région centrale de l'amas, et aux galaxies les plus lumineuses,
la probabilité d'observer des membres de l'amas est assez grande,
et l'on peut toujours vérifier si la distance ainsi determinée
est compatible avec l'estimation de la distance faite à partir de
la magnitude de la dixième galaxie. Le problème est encore simplifié
si au centre de l'amas se trouve une galaxie cD, qui peut être
considerée au fond du potentiel de l'amas, même si certains
auteurs trouvent des différences systematiques de l'ordre de 200 km/s
entre la vitesse de la galaxie cD et la vitesse moyenne de l'amas
(Malumuth et al., 1992).
Donc, au moins dans les cas favorables, deux ou trois galaxies sont
suffisantes pour avoir une estimation du redshift de l'amas
avec un erreur de quelques centaines de km/s.
L'évidence actuelle est que les amas n'ont pas de grandes vitesses
propres (
km/s), donc le redshift devrait
être une mesure de distance sans distortions appréciables --contrairement
au cas des galaxies--.
C'est dans la perspective d'étudier la distribution
spatiale des amas, qu'on a entrepris l'observation de plusieurs amas
de classe de distance 
(avec le téléscope de 1.5m de l'ESO
à La Silla) dans l'hémisphère sud, où le
catalogue d'amas ACO a été réalisé très récemment.
Les spectres des premières galaxies de ces amas ont été obtenus
un par un avec un temps d'exposition entre 30 et 45 minutes avec
le spectrographe Boller & Chivens et un CCD RCA de 
pixels de 15 
, mais utilisé en mode binné. Nous avons
choisi le réseau #16 de l'ESO, avec un intervalle spectral de
Å centré sur la longueur d'onde 5800 Å, et une
résolution de 6 Å par pixel. On a dépouillé les données avec MIDAS
(j'ai utilisé aussi le vieux mais efficace IHAP), et les
décalages vers le rouge ont été mesurés en effectuant sur les
spectre un ajustement gaussien des raies principales
d'absorption (H & K, Mg 5175, raies de Balmer, raie D du sodium) ou
d'émission (
, 
, [OIII], [OII]), et plus récemment
avec des techniques de corrélation croisée.
J'en profite ici pour souligner que, s'il est vrai que la corrélation
croisée
est un outil puissant et peut donner des résultats plus précis,
il faut agir avec beaucoup de prudence, car ces programmes se trouvent
dans des logiciels dediés au dépouillement des images astronomiques, et
de nombreux paramètres sont
en jeu et ne sont pas toujours facilement contrôlables par l'utilisateur.
Le choix des templates, ou le lissage du spectre sont par
exemple des facteurs très importants, mais qui sont vérifiables.
Il y a des pièges plus subtils:
Fairall (1992) a constaté qu'un logiciel de
corrélation croisée donnait des résultats discordants
avec la mesure directe visuelle des raies, car il ne calculait pas
v = cz, mais utilisait la formule relativiste! Cela donne
une différence de 15 km/s à 3000 km/s, mais de 666 km/s à
20000 km/s...
Nos données (Vettolani et al. 1989; Cappi et al. 1991, en annexe; Galli et al., 1993), avec celles d'autres observateurs, ont permis l'étude de la distribution des amas proches sur tout le ciel (voir par exemple Plionis et al., 1991; Cappi & Maurogordato, 1992; Peacock & West, 1992; Zucca et al., 1993). Les résultats principaux de l'analyse statistique ont déjà été discutés dans le chapitre précédent.