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La fonction de corrélation des amas ACO

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 gif).

  
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.gif).

  
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.



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