Si une plus grande densité de galaxies implique une plus grande fréquence d'interactions, et si les galaxies infrarouges lumineuses détectées par le satellite IRAS peuvent être soupçonnées d'être des galaxies en interaction, on peut penser qu'il existe une corrélation entre groupes et galaxies IRAS.
Nous avons utilisé le IRAS Bright Galaxy Sample (Soifer et al., 1987, 1989) avec son extension sud (Egami et al., 1990).
Avant de comparer les distributions des galaxies d'IRAS et des groupes, nous allons analyser brièvement les caractéristiques de l'IBGS.
Cet échantillon présente l'anisotropie traditionnelle entre les
hémisphères galactiques nord et sud, découverte par
Rowan-Robinson et al. (1986) en examinant le comptages de galaxies
et detectée dans d'autres échantillons
(voir Yahil, 1988; Strauss & Davis, 1988). La différence est apparente
dans la fig 
,
qui montre le nombre integré d'objets en fonction du redshift
pour chacun des deux hémisphères galactiques.
Figure: Nombre integré de galaxies IRAS dans les deux hémisphères
galactiques
Il y a un total de 190 galaxies de 
dans le nord, au dessus de 
,
et seulement 74 de 
dans le sud, au dessous de 
,
c'est à dire un rapport 
d'à peu près 0.39.
Entre 
et 
nous trouvons 30 autres galaxies dans le
nord et 46 dans le sud, c'est à dire que l'excès de galaxies
dans le nord semble entièrement dû aux galaxies qui sont à une
distance inférieure à 30 
Mpc , dans le Superamas Local
(comme déduit par Rowan-Robinson et al. en étudiant
les comptages de sources avec 
).
Il faut dire que dans le catalogue sud une vingtaine de galaxies n'ont pas de décalage vers le rouge mesuré, mais cela ne peut pas éliminer l'anisotropie.
L'IBGS contient 69 galaxies de luminosités infrarouges
. Les mesures des flux
présentent des incertitudes
typiques de 10% environ. Si l'on considère toutes les galaxies de
latitude galactique 
, on recense
402 objets, dont le décalage vers le rouge
moyen est 
.
Nous avons sélectionné toutes les galaxies jusqu'à un décalage
vers le rouge
de 0.03 (90 
Mpc ), et nous avons estimé la fonction de sélection
à partir de la distribution en densité.
Il y a 234 galaxies dans le nord et 136 galaxies dans le sud,
de 
.
Leurs fonctions de corrélation ont respectivement
Mpc et 
(amplitude 
11);
Mpc et 
(fig.).
Il s'agit de valeurs curieusement comparables à celles des groupes
sud.
Il est évident que les galaxies IRAS sont moins correlées que les
galaxies optiques (voir Babul et Postman, 1990).
Figure: Fonction de corrélation des galaxies IRAS
La fonction de corrélation des galaxies IRAS a été calculée
aussi par Davis et al. (1988). Leurs catalogue
contenait des sources infrarouges
avec 
, tandis que Babul et Postman (1990) ont
comparé la
distribution des galaxies IRAS avec celle des galaxies optiques
dans la tranche CfA de 
qui a été publiée.
Leur travail indique une corrélation des galaxies IRAS plus faible que celle
présentée par les galaxies optiques. Cet effet serait dû, plus
qu'à un facteur de biais différent, au fait que les galaxies IRAS
``évitent" les amas (Strauss et al., 1992).
Si la très grande luminosité infrarouge d'une partie au moins des galaxies IRAS est due aux interactions, alors les groupes compacts représentent un lieux probablement privilegié où l'on peut chercher ces galaxies, puisque ces groupes sont caracterisés par une densité très élevée et une grande fraction de galaxies spirales.
Hickson et al. (1989) ont estimé qu'un pour cent des galaxies IRAS lumineuses font partie de groupes compacts, et effectivement 5 galaxies IRAS lumineuses du catalogue de Soifer se trouvent dans des groupes compacts (3 dans le même groupe).
Nous avons cherché
toutes les galaxies IRAS caractérisées
par 
Jy, dans le volume
défini par les NGs et SGs,
dans le but de vérifier s'il a une probabilité plus grande
de trouver une galaxie IRAS dans un groupe CfA ou SSRS, c'est à
dire dans des groupes ``classiques".
Des 26 galaxies IRAS dans le nord, 16 sont
membres de groupes CfA, c'est à dire environ 
62%,
alors que ces groupes représentent
46% des galaxies en optique.
Il faut noter que la quasi totalité des
galaxies IRAS de l'échantillon de Soifer et al.
ont une magnitude 
, et que les 26 galaxies
IRAS précédemment citées
sont bien dans cette limite.
Dans le sud, nous avons 71 galaxies IRAS, dont 31 sont membres
de groupes, un pourcentage de 44%, alors que
35% des galaxies en optique se trouvent dans ces groupes.
Dans les deux échantillons, la proportion de galaxies IRAS
dans les groupes est légèrement supérieure
à la proportion de galaxies ``standard" dans les groupes,
mais seulement au niveau d'
.
Finalement nous avons estimé la fréquence d'occurrence des galaxies
IRAS dans les groupes riches et pauvres.
Puisqu'il y a 47 NGs avec 3 membres sur un total de 778
galaxies appartenant à des groupes (soit 18%),
nous pouvons nous attendre à avoir environ 
3 galaxies IRAS
sur les 16 dans des groupes pauvres de 3 galaxies;
on trouve en fait dans ces groupes 1 seule galaxie.
Pour le sud, nous trouvons plus de groupes avec N = 3 (50, sur un total
de 540 galaxies dans des groupes, soit 28%),
et donc il faudrait trouver
galaxies IRAS sur 31 dans ces groupes.
Nous trouvons 5 galaxies IRAS.
Il y a à nouveau une différence d'environ 
.
Nous ne trouvons pas de galaxies IRAS dans notre échantillon qui soient membre des groupes que RGH89 aient identifiés aux amas d'Abell (puisque l'amas de Coma, NG 70, a 139 galaxies, et puisque dans les autres six amas il y a un total de 43 galaxies, ils comprennent 23% de toutes les galaxies appartenant à des groupes). Cela est en accord avec le fait que les amas, et particulièrement celui de Coma, sont très riches en elliptiques, et la probabilité d'y trouver des galaxies IRAS est donc beaucoup moins élevé.
Nous avons aussi testé si les galaxies
IRAS se trouvent de préférence dans des systèmes binaires:
le résultat est de
2 IRAS galaxies, sur un total de 10 galaxies de flux 
Jy dans la
tranche de 
CfA, c'est à dire
une fraction de 0.2.
Par ailleurs, nous avons trouvé 83 systèmes binaires avec
166 galaxies sur un total de 1057, ou une
fraction de 0.16. Il s'agit donc à nouveu d'une
petite différence.
J'ai estimé --de la manière la plus simple-- la fonction de luminosité des 47 galaxies IRAS trouvées dans les groupes, et je l'ai comparée à la fonction de luminosité totale estimé par Soifer et al. (1987). Pour cela j'ai utilisé les formules classiques:
où 
est l'angle solide couvert par la région du ciel observée et
est le volume qui correspond à la distance maximale
à laquelle la galaxie pourrait être detectée avec un flux à
de 5.24 Jy.
Figure: Fonction de luminosité des galaxies IRAS dans
les groupes
La fig. montre que la forme de la fonction de luminosité
des galaxies IRAS dans les groupes est comparable à la fonction générale
estimée dans le catalogue de Soifer
(et à celle des galaxies IRAS dans les groupes compacts:
voir Hickson et al., 1989).
Il est plausible que seulement les galaxies infrarouges
les plus lumineuses soient en interaction, et qu'elles se trouvent
dans un environnement extrémement dense, comme les
groupes compacts
qui ont des densités jusqu'à 4 ordres de grandeur supérieures
aux densités typiques dans les régions centrales des amas
et ont une population de galaxies spirales.
En plus, les galaxies IRAS peuvent interagir
avec des galaxies de magnitude plus faible que la magnitude limite 
.
Les régions centrales des amas de galaxies sont peuplées de galaxies elliptiques, ainsi on ne s'attend pas à y trouver des galaxies infrarouges lumineuses. Pourtant il serait intéressant de chercher des galaxies infrarouges dans les amas relativement lointains riches en galaxies spirales et irrégulières.
Dans le passé (
) on devrait trouver des amas contenant une
proportion significative de galaxies bleues en interaction.
A cette époque, les régions centrales des amas pouvaient
représenter un environnement favorable pour les galaxies
à haute luminosité infrarouge.
Néanmoins, Kelly et Rieke (1990) ont trouvé des indices
d'une évolution très moderée de la luminosité des amas
de galaxies dans l'infrarouge lointain, ne dépassant pas
un facteur 1.7 de 
à l'époque actuelle.