Nous montrons que le diagramme de Hubble (densité de flux -décalage spectral) des quasars ne peut-être utilisé pour tester l’hypothèse que leur décalage vers le rouge est cosmologique, Toutefois, nous montrons que cette relation peut-être utilisée pour tester l’hypothèse locale dans laquelle le décalage cosmologique des quasars est supposé être petit et la majeure partie du décalage être due à quelque cause non cosmologique. Une telle hypothèse générale et locale peut-être rejetée avec une certitude supérieure à 95%. Nous montrons que ce pourcentage peut augmenter jusqu’à 99% en faisant des suppositions moins générales mais très plausibles.

Une estimation du rapport moyen masse sur luminosité des galaxies de Markarian est déterminée à partir de bonnes mesures de vitesses pour des paires serrées de galaxies de Markarian. Une comparaison avec les données rassemblées par Turner pour des galaxies de champ montre que les galaxies de Markarian et les galaxies de champ ont le même rapport moyen masse sur luminosité. Le degré de regroupement en amas ou en paire des galaxies de Markarian est comparé avec celui trouvé pour les galaxies de champ. Les galaxies de Markarian ne montrent pas une tendance plus grande que les autres galaxies à se regrouper en paires.

The correct approach to build up the extragalactic distance scale is to use all available primary (novae, cepheids, RR Lyrae) and secondary indicators (brightest stars, globular clusters, largest HII rings) to calibrate without arbitrary extrapolation all reliable tertiary indicators (magnitudes and diameters of galaxies), precisely corrected for all known effects of type, luminosity class, orientation, internal and galactic extinction and redshift. Such data are now available for over 1000 galaxies in the Second Reference Catalogue.

Revised distances to members of the Local Group from primary indicators and new estimates of distances to the nearest groups from primary and secondary indicators are used to calibrate the tertiary indicators via a new, composite luminosity index.

The distances derived from globular clusters for 3 galaxy clusters dominated by ellipticals (Vir I, For I, Hya I) with mean corrected velocities 1000 ≤ Vo ≤ 3650 km s-1 give a mean Hubble ratio <H> = 88 (1 ± 0.15) km s-1 Mpc-1. This value rests entirely on the calibration of the globular clusters luminosity function in the Galaxy as a gaussian of dispersion σ = 1.1 mag. and mean <MB>(⊕) = -6.55, with <(B-V)o > = 0.75, based on the adopted RR Lyrae zero point <Mv> (RR) = + 0.86 ± 0.15.

The distances derived from tertiary indicators to 19 field spirals and 28 nearby groups dominated by spirals with corrected velocities Vo < 1800 km s-1 give <H> = 82 (1 ± 0.15) km s-1 Mpc-1. This value rests on the relations between luminosity index and fully corrected absolute magnitudes or linear diameters of galaxies derived without extrapolation and calibrated in ~20 nearby galaxies by seven secondary indicators. The zero points were derived from the 3 primary indicators, including 15 galactic novae with <M15> = -5.5 ± 0.15, and 13 cepheids in 8 galactic clusters with <MB> (logPo = 0.8) = -2.92 ± 0.15 (for an adopted Hyades modulus of 3.16 ± 0.05).

The low values of Ho≃50 to 55 can be explained by an accumulation of complex systematic errors arising from a multiplicity of sources. These errors, all but one acting in the same sense, have been identified and evaluated; a full report will appear elsewhere.

Nous présentons le diagramme de Hubble des amas brillants de galaxies.

De nouvelles observations de décalage spectral et de la morphologie d’un échantillon de galaxies plus brillantes que mpg =15.8 sont pratiquement achevées dans un cercle de 2.5° de rayon autour du centre du complexe de galaxies d’Hercule. Les résultats préliminaires suggèrent l’existence d’un superamas d’Hercule.

Les estimations de masses de galaxies doubles sont obtenues sur la base des observations récentes de 148 paires de galaxies pour lesquelles les vitesses radiales des deux composantes ont été mesurées.

On montre que le rapport masse orbitale moyenne sur luminosité dépend essentiellement du type morphologique des galaxies doubles et du type d’interaction entre les deux composantes de la paire. Les valeurs minimales de ce rapport sont obtenues pour les galaxies doubles dont les caractéristiques d’interaction sont linéaires, à savoir: ponts, queues, ainsi que pour les paires avec des composantes compactes et des galaxies de Markarian,

La relation empirique entre le rapport masse-luminosité et la séparation spatiale des composantes de paires ne montre pas de façon évidente l’existence de halos stellaires cachés autour des galaxies doubles,

Le rapport entre le rapport masse-luminosité pour les galaxies de type jeune et celui pour les galaxies de type tardif est égal à 2.0±0.5. La distribution des séparations spatiales r entre paires de galaxies est approximativement une loi en r-1/2. Il existe toute une variété de modèles dynamiques pour les systèmes de galaxies binaires. Cependant tous impliquent des rapports masse-luminosité pour les galaxies spirales largement supérieurs aux valeurs conventionnelles (courbe de rotation). L’interprétation la plus plausible des données sur les galaxies binaires implique que les galaxies spirales possèdent des halos contenant ~10 fois la masse du disque et ont des rapports masse totale -luminosité ~65 M⊙/L⊙ (Ho = 50 km s-1 Mpc-1).

Plusieurs radio sources comme 3C 345 et 3C 120 sont constituées de plusieurs composantes qui semblent se séparer avec une vitesse apparente de 5 ou 10 fois la vitesse de la lumière. Ce phénomène peut être interprété comme une preuve contre l’interprétation cosmologique du décalage vers le rouge. D’autres explications tirées de la physique et de la cosmologie conventionnelles sont abordées mais elles ne sont pas tout à fait satisfaisantes.

Lorsqu’une galaxie compacte et massive se situe entre un observateur O et une source de lumière S, il se peut que par déflection gravitationnelle, la lumiére suive différents trajets de durées différentes pour parvenir à l’observateur. Si la source est variable il est possible de mesurer la différence de temps Δt entre les durées des trajets. Cela nous donne la possibilité de déterminer les distances cosmologiques d’une façon purement géométrique. Les probléms liés à la distribution inconnue des masses et les possibilités observationnelles sont discutés.

Les associations apparentes entre galaxies et quasars sont récapitulées. Les probabilités d'associations accidentelles sont discutées et les relations entre la séparation des quasars et la nature de la galaxie associée sont présentées. De nouveaux cas d'associations apparentes entre galaxies de faible décalage vers le rouge et de grand décalage sont présentés et discutés. Le phénomène des décalages systématiquement plus grands pour les galaxies non elliptiques dans les amas et les groupes de galaxies est abordé. Enfin de récentes évidences sur les galaxies compagnons de M 31 et M 81 montrent que parmi les douze compagnons certains, tous ont un décalage spectral plus grand que la galaxie principale.

Nous présentons les diagrammes magnitude-décalage spectral et diamètre angulaire-décalage spectral pour les galaxies de Sey-fert. Tous deux montrent des corrélations indiquant que les décalages vers le rouge sont cosmologiques. Les luminosités des noyaux des Seyfert de classe I sont comparées â celles des QSO en utilisant des nouvelles mesures de flux de raies en émission. La continuité des luminosités, bien établie, avec des galaxies de Seyfert couvrant un intervalle de luminosité plus grand que les QSO est une indication que les décalages vers le rouge des QSO sont aussi de nature cosmologique.

Nous passons en revue les données d’observation sur les décalages spectraux anormaux dans les groupes de galaxies, incluant les paires, mais laissant de côté les aspects traités par d’autres: associations galaxie-quasar, amas de galaxies et théories.

La premiére partie traite des études individuelles sur les paires: paires connectées, compagnons en bout de bras spiral, paires serrées, paires superposées, puis des multiplets et des chaines.

La deuxeéime partie traite des études statistiques sur les compagnons des galaxies principales, les paires et les groupes.

Des cartes à haute résolution d’hydrogène neutre à basse et haute vitesses dans le quintet de Stephan sont présentées. L’émission à basse vitesse a lieu comme attendue, dans la galaxie NGC 7320, et n’apparait pas inhabituelle dans ses caractéristiques. De nombreuses évidences conduisent à une distance de 15 Mpc pour cette galaxie. L’hydrogène neutre à haute vitesse, s’il est situé à 120 Mpc, a une masse de 1.6 x 1010 M⊙ et provient d’un grand nuage d’une taille de ~ 150 kpc décalé de ~ 100 kpc (3’E) par rapport à la position du quintet. Les galaxies spirales à haute vitesse du quintet étant extrêmement pauvres en hydrogène, nous suggérons que le nuage H I est le résultat d’une collision de type Spitzer-Baade de deux galaxies auparavant riches en gaz.

Après une introduction résumant l’essentiel des faits d’observation à interpréter, la section I étudie successivement différentes suggestions: perturbations de cosmologies relativistes, chronogéométrie de Ségal, cosmologie à explosions successives d’Ambartsumian, variation des constantes physiques, enfin mécanismes de fatigue de la lumière. Une forme particulière de ces derniers mécanismes est discutéedans la section II, où il est montré qu’on peut, grâce à une interaction, décrite en détails, entre les photons de la source et les particules φ (particules scalaires, neutres, de très faible masse et de spin zéro), expliquer les décalages anormaux vers le rouge, mais aussi peut-être (section III) la loi normale de Hubble et le rayonnement à 3 K. Une conclusion montre à quel point le débat reste ouvert.

Nous montrons que la calibration des classes de luminosité les plus brillantes adoptée par Sandage et Tammann dans leur papier IV est trop élevée; nous établissons une nouvelle calibration de la classe I et nous obtenons ainsi une valeur de la constante de Hubble H0 égale à 76 au lieu de la valeur 55 donnée par Sandage et Tammann. Ce résultat est confirmé par une méthode indépendante à partir de nouvelles observations de galaxies en raie 21 cm de l’hydrogène neutre effectuées avec le radiotélescope de Nançay. En appliquant le critère de distance de Tully et Fisher, fondé sur la largeur du profil de la raie 21 cm, nous obtenons une valeur moyenne Ho = 77, pour notre échantillon de galaxies extérieures au Superamas Local. En conclusion, nous sommes conduits à adopter la valeur Ho = 75 qui est en désaccord avec la valeur Ho=55 de Sandage et Tammann, bien que fondée sur une même calibration locale.

Nous dérivons la distance de l’amas Virgo et la constante de Hubble à partir de la relation de Tully et Fisher en utilisant les formules de réduction de Heidmann, Heidmann et de Vaucouleurs. Nous trouvons la même valeur que celle de Tully et Fisher et que celle déduite de la relation diamètre-luminosité de Heidmann.

Nous testons l’idée d’Arp à savoir que des groupes multiples de galaxies en intéraction sont éjectés hors de systèmes brillants proches de nous. Les observations à 21 centimètres indiquent que, si ceci est le cas, les membres du groupe en intéraction ont pour la plupart des masses HI comparables ou inférieures aux galaxies naines, bien que la largeur des raies et la morphologie de ces galaxies suggèrent des masses totales normales. D’autres conséquences de l’hypothèse d’éjection sont brièvement discutées.