Notre intérêt pour une étude comparative des propriétés statistiques des catalogues limités en magnitude ou en diamètre est dérivé de la disponibilité de deux catalogues très importants pour la compréhension de la distribution à grande échelle des galaxies: le CfA (Huchra et al., 1983; de Lapparent et al., 1986) et le SSRS (da Costa et al., 1988), que j'ai déjà eu l'occasion de citer, et que je vais décrire ici un peu plus en détail. Il s'agit de ce qu'en anglais on appelle `` redshift surveys", et en français grand relevé (même si survey a une origine française; dans l'Oxford Dictionary on trouve que le verbe to survey, d'où le substantif, dérive de l'anglo-français survei(e)r, qui corresponde à l'ancien français so(u)rveeir).
Le grand relevé de décalages vers le rouges du CfA
(Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics)
regroupe toutes les galaxies
de magnitude 
appartenant aux catalogues de Zwicky et Nilson
et qui se trouvent dans les régions du ciel à
, 
et 
, 
.
Le grand relevé
SSRS (Southern Sky Redshift Survey) recouvre une région du ciel de
l'hémisphère sud qui a pour limites
, 
.
Le SSRS est limité en diamètre, et comprend toutes
les galaxies qui ont un diamètre ``face-on" D tel que 
,
où D est en arcmin.
Davis et al. (1988) ont comparé les fonctions de corrélation du CfA, SSRS et des galaxies infrarouges dans le catalogue IRAS, et Pellegrini et al. (1990) ont analysé plus en général les propriétés statistiques du SSRS, et les ont comparés avec celles du CfA. Les galaxies du CfA et du SSRS montrent une distribution comparable.
Or, on peut se demander quelle est l'influence du critère de sélection sur les résultats des statistiques employées. Dans le cas du CfA et du SSRS, il était impossible de l'établir, puisque les zones du ciel observées n'étaient pas les mêmes.
En effet, le SSRS contient moins d'amas riches et contient plus de galaxies de type avancé que le CfA (da Costa et al., 1988); il y a aussi quelques différences dans les propriétés de clustering (Pellegrini et al., 1990), et il y a moins de galaxies dans les groupes (Maia et al., 1989).
On s'attend a priori à ce qu'un catalogue limité en diamètre ait en moyenne plus de galaxies de faible brillance de surface, c'est à dire plus de galaxies de type avancé, et par conséquence une proportion différente de types morphologiques par rapport à un catalogue limité en magnitude.
A son tour, cette diversité dans la proportion des types morphologiques peut jouer un rôle dans les propriétés de clustering observées, étant donnée l'existence d'une relation morphologie-densité (Dressler, 1980; Postman & Geller, 1984) et morphologie- clustering (Davis & Geller, 1976; Giovanelli et al., 1986).
En plus, un catalogue limité en diamètre possède une fraction supérieure de galaxies naines; c'est un aspect intéressant, parce que dans certains scénarios de formation biaisée de galaxies on s'attend à ce que les galaxies de type avancé se soient formées à des maxima locaux de densité plus petits que les galaxies early type (Blumenthal et al., 1984; Evrard et al., 1990).