Conclusions

Multa venientis aevi populus ignota nobis sciet

Lucius Annaeus Seneca, Naturales Quaestiones, Liber VII

j'ai présenté dans cette thèse quelques aspects de la distribution spatiale des galaxies et des amas.

Le premier commentaire résultant de cette analyse est que les observations actuelles ne peuvent nous donner qu'une vision partielle de l'Univers, et que les modèles théoriques sont encore trop simples pour décrire complétement et de manière satisfaisante la formation et l'évolution des structures.

D'autre part, les critères de sélection sont loin d'être uniformes et brident sévèrement l'analyse statistique. Ils se présentent sous des formes différentes: effets de sélections en magnitude ou diamètre, effet de Malmquist, effets de projection, distribution biaisée des galaxies et de la matière lumineuse par rapport à la matière sombre... La liste serait longue. J'ai montré un exemple dans cette thèse en discutant les effets statistiques d'une sélection des galaxies en magnitude ou en diamètre. J'ai décrit aussi les problèmes de sélection liés à l'échelon suivant de la hiérarchie des structures, c'est à dire aux groupes, et j'ai souligné qu'il serait souhaitable de disposer d'un catalogue de groupes limité en volume (ce qui sera probablement possible avec les nouveaux catalogues CfA2 et SSRS2).

Il est clair que le progrès futur dans notre compréhension de l'Univers nécessite un gros travail observationnel, en particulier des mesures de décalage vers le rouge; cet effort permettra dans les prochaines années d'atteindre le million de décalages vers le rouge: actuellement la ``base de données extragalactique" Lyon-Meudon (Paturel et al., 1989) donne déjà les coordonnées angulaires de galaxies, et le décalage vers le rouge de ; le catalogue ZCAT d'Huchra inclut décalages vers le rouge. En parallèle, les tentatives d'``uniformisation" sur le ciel des catalogues permettront une analyse statistique plus fiable. Il est aussi nécessaire de disposer de simulations numériques plus détaillées et, surtout, il serait nécessaire de clarifier le processus de formation de galaxies, et de mieux comprendre le passage de la surdensité dans la distribution de la matière à la formation de la matière lumineuse (galaxies), c'est à dire, donner une base plus physique au concept jusqu'ici plutôt statistique du biais.

Ceci dit, notre vision de l'Univers a beaucoup avancé ces dernières années. L'existence de modèles qui s'avérerons peut-être trop simplistes a permis de comparer les observations dans un cadre théorique bien défini.

Nous avons vu que les amas de galaxies sont un élèment essentiel dans notre compréhension de l'Univers: ils ont posé le problème de la matière noire , il y a soixante ans, qui est encore en suspens, et ils sont les objets possèdant la plus grande quantité de matière noire  dans l'Univers; ils recèlent aussi une quantité de gaz X très chaud qui est supérieure à la masse des galaxies qui font partie de l'amas; ils ont posé le problème de la relation morphologie-densité, et la question de l'origine des galaxies elliptiques; ils nous offrent la possibilité d'étudier l'évolution des galaxies (effet Butcher-Oemler) et les effets de leur interaction; ils sont suggeré l'idée de la formation biaisée des galaxies; leur distribution, qui permet de suivre les structures aux plus grandes échelles, est l'un des élèments qui ont mis en crise la CDM  standard. Il s'agit là de quelques aspects du rôle joué par les amas des galaxies dans la cosmologie.

Dans cette thèse j'ai montré que leur distribution présente des propriétés d'invariance d'échelle  comparables à celles des galaxies; que la structure des amas réguliers les place sur un ``plan fondamental", analogue au plan des elliptiques, et que ce plan peut être utilisé comme indicateur de distance des amas. Les propriétés des amas que nous avons trouvées sont celles qu'on s'attend dans le cadre d'un univers hiérarchique.

J'ai montré quelques aspects et quelques résultats des programmes d'observation auxquels j'ai pris part: l'observation et la mesure des amas proches, qui nous a permis de déterminer jusqu'à ce jour les décalages vers le rouge de 38 amas ACO; l'observation d'amas plus lointains, qui nous a donné des informations sur leur dispersion de vitesse et leur masse; le Key Programme de l'ESO qui devrait permettre l'acquisition de quelques milliers de décalages vers le rouge des galaxies qui se trouvent dans une bande du ciel de degrés jusqu'à la magnitude ; ce programme nous a déjà montré la haute fréquence des galaxies à raies d'émission, qui semblent suivre une distribution différente des galaxies standard, et nous a confirmé l'existence et l'extension des structures périodiques détectées par Broadhurst et al., et l'universalité de la fonction de luminosité de Schechter jusqu'à une distance de Mpc (et cela rend difficile expliquer l'excès de galaxies vu dans les comptages).

Enfin, j'ai décrit les instruments qui nous ont permis ou nous permettrons d'accélerer la phase d'acquisition des décalages vers le rouge à un rythme qui aurait été impensable il y a seulement quelques années: en fait, c'est seulement avec le progrès parallèle et avec l'interaction étroite de la théorie, des observations et de l'instrumentation que l'on pourra résoudre les problèmes clés de la cosmologie contemporaine.