Nous allons maintenant comparer le catalogue d'Hickson de groupes compacts (CGs), identifiés à l'oeil nu sur les plaques du POSS, et les catalogues automatiques de groupes. Ici je rappelle que la réalité physique d'une fraction significative de groupes compacts a été mise en question par Mamon (1986, 1987; voir aussi Walke et Mamon, 1989); mais l'opinion générale est que la majorité de ces groupes est constituée de vrais systèmes (les raisons qui fondent cette opinion ont été exposées par exemple par Hickson et Rood, 1988).
Nous voulons vérifier si les groupes compacts peuvent être identifiés eux aussi par l'algorithme de recherche, et si les catalogues des groupes nord et sud contiennent la même proportion de groupes compacts.
En ce qui concerne la détection des CGs par l'algorithme de
recherche, on peut penser à des biais différents:
la sélection en 
adoptée dans l'algorithme
peut éliminer des vrais groupes compacts
ayant une grande dispersion de vitesse; les effets de superposition de
galaxies ou de deux groupes situés sur
la même ligne de visée peuvent produire un groupe compact apparent.
Nous rappelons ici que les NGs ont été
sélectionnés en vitesse avec
km/s et les SGs avec 
km/s.
Les dispersions de vitesse typiques mesurées pour trois-quatre
galaxies dans les groupes compacts sont comprises entre
100 et 600 km/s (Hickson et al., 1988).
Cela signifie que la différence en vitesse entre les
membres d'un groupe compact est de l'ordre de 
.
RGH89 montrent qu'il y a beaucoup de faux groupes
lorsque l'on utilise 
km/s; il est possible que quelques
groupes compacts soient perdus avec une vitesse 
inférieure, mais
cela n'est probablement pas important, parce que le
facteur d'échelle R augmente suffisamment pour que 
puisse
couvrir tout l'intervalle des dispersions de vitesse des groupes.
La table 
montre les données relatives aux groupes
correspondants.
Table: Correspondance entre groupes CfA ou SSRS et groupes
compacts
Dans la région du ciel des groupes NGs on retrouve 4 CGs.
L'un d'eux est CG 61, qui contient une galaxie IRAS très lumineuse
identifiée dans le catalogue de Soifer (NGC4174).
CG 61, dont la vitesse moyenne est
3897 km/s, se trouve entre deux NGs, le 56 avec v = 3861 km/s,
et le 57 avec v = 3915 km/s; la distance entre les deux groupes
CfA est 
en ascension droite et 23' en declinaison.
Les distances spatiales estimées à partir
des décalages vers le rouge des galaxies membres
(il faut remarquer que les vitesses propres
causent une dispersion de la position d'une galaxie
sur la ligne de visée de 
Mpc ), entre ce groupe
compact et les deux groupes CfA correspondants
valent respectivement 0.6 
Mpc et 0.3 
Mpc .
NGC4174 est une des galaxies de NG 57, et deux autres galaxies,
NGC4169 et NGC4175, sont en commun au CG et NG.
Il faut donc considérer les deux NGs 56/57 et le CG 61
comme un système unique.
Les trois autres CGs appartenant aux deux tranches CfA sont
CG 37, qui correspond à NG 8 (2.79 Mpc, 4.1 arcmin en
distance projetée; les deux ont NGC2783 en commun);
CG 70, qui n'a aucun équivalent NG dans un rayon de 3 
Mpc
(le plus proche NG est le 96 à 4 
Mpc , qui est pratiquement une
distance vraie, étant donnée la grande séparation angulaire,
2.5 degrés), et CG 82, à 1.6 
Mpc de NG 122.
Dans la région sud nous trouvons 8 CGs (4, 9, 11, 21, 29, 87,
90, 91); néanmoins seulement 4 ont une distance
inférieure à la distance
limite des SGs (
km/s). 3 ont effectivement un correspondant SG:
ce sont CG 21, 90 et 91 qui correspondent
aux SG 87, 59, et 69; CG 11 n'a pas de SG équivalent.
On peut donc très approximativement estimer que 75% des CGs sont identifiés par l'algorithme, et que les groupes CfA et SSRS ne diffèrent pas significativement par leur proportion respective de groupes compacts.
Ce résultat semble aussi indiquer que les groupes compacts se trouvent dans des groupes de galaxies ``normaux"; on peut penser que la probabilité de formation d'un groupe compact soit supérieure là où la densité de galaxies est plus grande que la moyenne.