Toutes les techniques couramment utilisées pour déterminer les distances des galaxies proches sont passées en revue. Les résultats de cette étude sont résumés dans la table V. On remarque que l’augmentation de la distance des Hyades, suggérée récemment, a peu ou même n’a aucun effet sur l’échelle des distances extragalactiques. Ceci provient du fait que cette augmentation de la distance des Hyades est pratiquement compensée par une diminution de l’échelle des distances résultant de la prise en compte d’une abondance en métaux supérieure à la moyenne dans les étoiles des Hyades.

Afin d’éviter la répétition du contenu de nombreuses revues récentes, cette contribution rapporte principalement les projets d’étude au-delà du groupe local, en cours de réalisation dans l’hémisphère Sud.

La majeure partie de ce travail n’ayant commencée que récemment, les résultats sont préliminaires. Divers sujets sont traités: le groupe du Sculpteur (§ II), des groupes proches de l’hémisphère Sud et des galaxies de champ (§ III), ainsi que les distances des amas denses les plus proches de l’hémisphère Sud. D’autres travaux seront cités dans certaines revues de la conférence: (i) les études sur les nuages de Magellan, et d’autres objets du groupe local, (ii) les problèmes d’anisotropie de l’expansion de Hubble, (iii) les estimations des distances des objets quasi stellai-res.

Un échantillon idéal pour la recherche d’une éventuelle anisotropie dans l’expansion de Hubble doit couvrir la totalité de la surface du ciel, de plus les magnitudes et les vitesses ne doivent pas être entachées d’erreurs dépendant de la position des objets choisis. Très peu d’échantillons satisfont ces critères. Toutefois les échantillons de galaxies Se I, de galaxies E et SO, et d’amas riches mettent en évidence une anisotropie provenant soit d’une vitesse du groupe local ~ 500kms-1, (V⊙ ~ 600kms-1), soit du fait que H varie de 20% d’un point à l’autre du ciel, soit du fait que m ou Mo varie de 0.4m. Des explications moins conventionnelles ne semblent pas nécessaires. Seul le mouvement du groupe local est compatible avec les données de l’échantillon de SC I les plus proches. Compte-tenu du mouvement de l’observateur, l’expansion de Hubble ne présente pas d’anisotropie supérieure à 5%. Toutefois, cette interprétation n’est pas compatible avec le rayonnement à 3°K qui impose V⊙ <300kms-1.

Nous discutons quelques aspects des rapports entre la distribution spatiale et la distribution des vitesses des galaxies en insistant surtout sur la recherche d’anisotropie. Nous incluons à la fois les relations dynamiques et les effets de selection qui pourraient être importants dans de telles études.

Solutions for solar motion with respect to 12 classical members of the restricted Local Group and 9 additional proposed members of an extended Local Group, all within 2 Mpc, suggest that the Local Group – both restricted and extended – is expanding at a rate, H* = 47 ± 12 ou 57 ± 11 km s-1 Mpc-1, which is significantly lower than its free-space (asymptotic) value Ho ≃, 90 km s-1 Mpc-1, as required by the rotating-expanding model of the Local supercluster. The differential rotation effects predicted by the model are detectable in the velocity residuals with correct phase L*o = 87° and amplitude A* = 30 to 40 km s-1 Mpc-1 in the first-order expansion.

V = H*r + V⊙ cos A + A* r sin 2(L-L*o) cos2B

The solar motion with respect to the velocity centroid of the Local Group is V⊙ = 340 ± 18 km s-1 toward the apex 1 = 105° ± 5°, b = -11° ± 3°. With the conventional values of the solar motion within the Galaxy the apex of the galactic center in the Local Group is at supergalactic coordinates L = 325° ± 11°, B = -12° ± 11° with a velocity VG = 140 + 25 km s-1.

The residual velocity dispersion σ = 40 to 50 km s-1 implies a virial theorem mass VT ≃ 9 x 1011⊙ not significantly in excess of that which can be accounted for by the member galaxies and intergalactic gas clouds.

Nous présentons une méthode de mesure des distances des galaxies elliptiques basée sur une relation entre la brillance superficielle et un rayon déduit de la distribution spatiale de l’intensité de lumière émise. Nous confrontons ensuite les distances calculées à partir de la vitesse pour 11 galaxies de l’amas de la Vierge, avec celles de 8 objets de plus grand décalage spectral pour la plupart. Ceci implique que l’amas de la Vierge est à une distance plus faible que celle donnée par sa vitesse: , résultat négatif confirmant la conclusion de Sandage et Tammann (1974, 1975), à savoir la non existence d’une vitesse particulière de l’amas de la Vierge.

This paper presents new material and analysis for three clusters of galaxies. We assume familiarity with the initial Coma work (Tifft 1972, 3). Redshifts and nuclear magnitudes are now available for 108 Perseus galaxies. The sample is nearly complete to radius and V(6)=16.8 (6″ scaled from in Coma). No field galaxies are seen, not surprising in view of field studies in the Coma region (Tifft and Gregory 1976). Table 1 shows average data. The central field has a mean redshift 700 km/s less than the outer part, a difference independent of magnitude and significant at the 99.9 confidence level. A redshift excess appears around N1275 and N1265. Excluding these radio regions the difference exceeds 1000 km/s.

L’analyse numérique de spectres d’absorption de galaxies montre que des erreurs systématiques jusqu’à 500-600km/s peuvent apparaitre dans les mesures de vitesses radiales entre 5200 et 9200 km/s. Ces erreurs sont produites par la superposition du spectre du ciel nocturne aux longueurs d’onde de 4020, 4046, et 4078 Å. La “structure de bandes” trouvée par Tifft dans le diagramme mv, VR de l’amas de galaxies dans Coma peut provenir de ce type d’erreur systématique.

Environ 410 galaxies possèdent une estimation de leur vitesse de récession déduite à la fois des spectres optiques et des observations de la raie 21cm. La comparaison de ces observations est un moyen sensible de détecter les erreurs systématiques. A partir de l’énorme quantité de données expérimentales dont on dispose à ce jour, ce papier a pour but de vérifier le travail antérieur de Roberts, sur l’effet de décalage vers le rouge, et de tester les erreurs d’échelle et les erreurs corrélées au type, à la couleur, à l’inclinaison ou au degré de concentration central.

De récentes études de galaxies très bleues montrent que la formation des étoiles a lieu avec une fonction initiale de masse plus riche en étoiles de masse élevée que la fonction de Salpeter.

Nous testons les trois paramètres sans dimension décrivant les modèles cosmologiques de Friedmann: le paramètre de décélération 90, la densité Ωo, et le paramètre temps τo = Ho to. N’importe quel choix de deux de ces paramètres, compte-tenu de l’échelle donnée par la constante de Hubble, décrit un modèle d’univers dans le cadre de la relativité générale avec une constante cosmologique non nulle. L’état actuel des observations et des développements théoriques sont passés en revue. Quelques hypothèses sont proposées. Seuls les tests pour τo sont valables à l’heure actuelle toutefois des doutes subsistent. Les données et l’état de compréhension actuels suggèrent fortement que τo est petit, probablement inférieur à 0.1. Par contre, les tests pour 9o et τo requièrent tous deux de meilleures observations et un gros travail théorique avant de pouvoir espérer des réponses définitives.

Nous décrivons les effets de l’évolution ou de la variation de la brillance superficielle et des échelles de taille des galaxies, sur la relation magnitude-décalage vers le rouge. Nous discutons une méthode pour évaluer l’évolution de l’échelle de brillance superficielle. Elle permet de déterminer le paramètre de décélération et de faire une distinction entre le modèle cosmologique en expansion et le modèle du type lumière fatiguée.

La combinaison des cartes radio en synthèse d’ouverture à haute résolution de 3C 303 et de plaques optiques montre que les principales composantes de la radio source peuvent être identifiées respectivement avec une galaxie de magnitude 17 et un objet de magnitude 22 possédant un excès d’U-V, la coincidence se faisant à mieux d’une seconde près. L’objet de magnitude 22 a un compagnon plus brillant de mv~20 et de décalage vers le rouge 1. 57. Les principales composantes radio sont seulement séparées de 17”. Ce système montre le meilleur cas (non prouvé à 100%) d’une association physique d’objets possédant des décalages vers le rouge différents.

La formule classique pour la friction dynamique prédit que l’évolution de l’orbite d’une galaxie qui est membre d’un amas sera trop rapide pour être en concordance avec les observations, si toute la masse de l’amas est concentrée dans les galaxies elles-mêmes. Quoique cette formule ait été prouvée sous des conditions très différentes, elle semble bien décrire les effets des rencontres gravitationelles dans un amas qui est stabilisé par sa propre gravitation. La friction dynamique mène à une concentration de galaxies massives au centre d’un amas, laquelle concentration doit avoir des effets importants sur la structure de la galaxie centrale. On ignore tout des détails de l’évolution dynamique de cette galaxie, mais il est probable que les effets soient assez grands pour interdire toute déduction cosmologique de la relation m-Z.