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Différentes mesures de des groupes CfA et SSRS

J'ai recalculé la fonction de corrélation en utilisant différents sous-échantillons, avec l'estimateur standard décrit dans le deuxième chapitre:

est cette fois le nombre de paires de groupes qui ont une séparation r. J'ai utilisé 50 catalogues aléatoires avec un nombre d'objets égal au nombre d'objets observés, et j'ai estimé les erreurs poissoniennes et dites de ``bootstrap" pour . J'ai utilisé trois méthodes pour tenir compte de la sélection des objets en fonction du décalage vers le rouge: le fit de la distribution en densité, la fonction de sélection dérivée de la fonction de luminosité (pour le catalogue CfA), et l'attribution des décalages vers le rouge observés aux objets aléatoires avec un lissage pour éliminer les traces des structures aux petites échelles.

  
Table: Paramètres des sous-échantillons des groupes CfA et SSRS

Pour tester s'il existait des effets systématiques de volume et s'assurer de la stabilité des résultats, j'ai calculé la fonction de corrélation des groupes dans deux échantillons CfA, NG1 et NG2, et deux échantillons SSRS, SG1 et SG2, que je vais définir (leurs limites sont résumées dans la table gif):

La table gif montre les résultats de l'analyse statistique; la fonction de sélection a été obtenue avec un fit de la densité en fonction de la distance, .

Ces résultats confirment que la longueur de corrélation des groupes de l'hémisphère sud est la moitié de celle des groupes nord, et que ces derniers ont une fonction de corrélation de pente moins raide.

Pour les échantillons de l'hémisphère nord, nous pouvons estimer la fonction de sélection par d'autres moyens. La densité des groupes est une fonction du redshift, avec des sommets qui correspondent aux grandes structures, et suit à peu près le comportement de la densité des galaxies CfA, comme cela a été établi par RGH90; on peut donc prendre la même fonction de sélection que pour les galaxies, estimée à partir de la fonction de luminosité avec les paramètres donnés par de Lapparent et al. (1988), c'est à dire une fonction de Schechter avec et . Dans ce cas, on trouve pour l'échantillon NG1 et . Si l'on utilise pour l'échantillon aléatoire les décalages vers le rouge des objets observés, et un lissage gaussien avec km/s, on trouve Mpc et ; si l'on choisit km/s, les résultats ne changent pas en manière significative (, ).

  
Table: Paramètres de la fonction de corrélation des groupes

Ces résultats sont en accord avec ceux trouvés par RGH90 (ils donnent et une pente , avec la même fonction de sélection des galaxies), et ils estiment leurs incertitudes à peu près à 2.5 Mpc pour et à 50% pour la pente, valeurs comparables aux nôtres.

Pour avoir une idée des incertitudes, il faut souligner les différences d'amplitude et de pente entre NG1 et NG2, qui diffèrent simplement de 17 groupes. Donc la fonction de corrélation des groupes NG semble avoir une pente moins raide que celle des galaxies (), mais l'erreur est assez grande pour ne pas permettre d'exclure cette valeur.

Pour SG1, en utilisant une fonction de sélection estimée à partir de la relation observée densité-décalage vers le rouge, et en l'appliquant au catalogue aléatoire, comme pour les groupes NGs, avec le fit entre Mpc on a et .

Pour SG2 le fit entre Mpc donne , . Comme pour l'échantillon total nord, j'ai aussi utilisé les décalages vers le rouge observés pour les catalogues aléatoires, avec km/s: le fit entre Mpc donne Mpc et .

Nos résultats sont en accord avec ceux de Maia et da Costa (1990; MDC) qui trouvent une amplitude 2.5 fois inférieure à celle des galaxies.

La figure gif montre la de NG2 et SG2.

Les différentes méthodes donnent des résultats comparables: il faut conclure que les groupes CfA et SSRS ont des fonctions de corrélation significativement différentes: vaut entre 5 et 6 Mpc pour les NGs, entre 3 et 4 Mpc pour les SGs.

  
Figure: Fonction de corrélation des groupes identifiés dans les catalogues CfA et SSRS



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alberto cappi
Wed Feb 5 10:43:08 MET 1997