Conclusions

Wovon man nicht sprechen kann, darüber mu man schweigen

Ludwig Wittgenstein, Tractatus Logico-philosophicus

1. Nous avons discuté quelques incertitudes qui affectent l'estimation de la fonction d'autocorrélation des groupes; parmi celles-ci le petit nombre d'objets, la fraction très élevée de faux groupes pauvres (avec ), et l'utilisation de paramètres différents dans l'algorithme de recherche ont une importance particulière dans la détermination des caractéristiques physiques des groupes. Nous avons ainsi montré qu'il n'est pas surprenant que les amplitudes des corrélations des groupes d'échantillons divers puissent différer d'un facteur 2 ou même plus. En conséquence, nous croyons qu'aucune conclusion statistique significative ne puisse être deduite à partir des catalogues actuels de groupes, si l'on excepte la constatation d'une approximative similarité entre les fonctions d'autocorrélation des groupes et des galaxies.

2. Nous avons utilisé des sous-échantillons de galaxies limités en volume pour obtenir des catalogues de groupes. C'est la méthode la meilleure pour éviter des biais dûs à la distance, mais ces échantillons sont encore trop petits pour permettre une bonne analyse statistique.

3. Il y a 4 groupes compacts dans le volume des groupes nord, et 4 dans le volume des groupes sud; dans 6 cas sur 8 nous trouvons une correspondance entre un groupe compact et un groupe CfA ou SSRS. L'algorithme identifie donc les groupes compacts comme les autres; ce résultat n'appuie pas nécessairement l'hypothèse que les groupes compacts résultent d'alignements aléatoires de groupes classiques, parce que (Mamon, 1986) les vrais systèmes denses peuvent se trouver dans des groupes classiques.

4. Les galaxies lumineuses d'IRAS ont une probabilité légérement plus grande () que les galaxies optiques de se trouver dans des groupes ou des systèmes binaires; celles qui se trouvent dans ces groupes ont une fonction de luminosité de forme comparable à celle des autres galaxies IRAS.

5. Nous avons brièvement étudié les caractéristiques du IRAS Bright Galaxy Sample. La distribution en redshift de l'IBGS étendu montre clairement l'anisotropie traditionnelle entre les hémisphères galactiques nord et sud. A notre niveau de flux ( Jy) l'anisotropie apparaît dans un rayon de , c'est à dire dans le Superamas Local. Avec cet échantillon nous ne pouvons pas tester la distribution aux échelles supérieures; néanmoins, entre nous trouvons dans notre échantillon 55 galaxies dans le nord et 75 galaxies dans le sud. Puisque les deux fonctions de sélection semblent paragonables, nos données ne montrent pas un excès de galaxies d'IRAS lumineuses dans le nord au delà de . Leurs fonctions de corrélation sont plutôt similaires, avec une amplitude plus petite que celle des galaxies optiques.

6. Les nouveaux catalogues CfA2 et SSRS2 devraient permettre de construire de catalogues de groupes limités en volume, et clarifier les problèmes présentés dans ce chapitre.