خوشه های آبل

فهرستی غنی از خوشه های کهکشانی که توسط جورج آبل در سال ۱۹۵۰ با کمک تصویر برداری وسیع از آسمان با تلسکوپ اشمیت کاسگرین در رصد خانه کوه پالومار تهیه گردیده است. این فهرست در ابتدا در بر گیرنده ۲۷۱۲ عدد خوشه کهکشانی از کهکشانهای شمال میل سماوی ۲۷ که با نشانه A1تاA2712 شناخته می شوند بود. از سال ۱۹۸۹ خوشه های کهکشانی نیمکره جنوبی آسمان هم به آن اضافه شده که آنها نیز با نشانه A4077 تا A5220 شناخته می شوند. خوشه کهکشانی بر ساوشی و کما از شناخته شده ترین اعضاء فهرست هستند. برای اینکه یک خوشه به فهرست اضافه بشود باید دارای حداقل ۵۰ عضو بوده و قطر خوشه هم کمتر از ۵ میلیون سال نوری باشد. قدر اعضاء خوشه نیز باید بین قدر m3 و m3+2 باشد که در این رابطه m3 قدر سومین کهکشان نورانی خوشه است.

مطالعات طیف سنجی، ارتباط گرانشی این خوشه ها را اثبات کرده است و تنها درصد بسیار نا چیزی از آنها بر اساس زاویه دید در کنار هم قرار گرفته اند. مقدار جرم خوشه ها شامل جرم ماده ای که دیده می شود و دیده نمی شود بر اساس مطالعه سرعت کهکشانهای گروه، مقدار تابش اشعه ایکس میان کهکشانی و اختلالات تصویری کهشانهای دور دست ناشی از عدسیهای گرانشی و چندین روش دیگر بدست می آید. با مطالعه حدود ۶۰۰۰ کهکشان از میان صد گروه کهکشانی، مشخص شده که مقادیر انتقال به قرمز آنها کمتر از ۱/۰ می باشد. توزیع گروههایی که دارای کهکشانهای مارپیچی بیشتری هستند نا منظم تر می باشد. توزیع گروههایی که دارای کهکشانهای مارپیچی بیشتری هستند نا منظم تر می باشند و در نواحی درونی گروهها بیشتر کهکشانهای بیضوی و در نواحی بیرونی هم بیشتر کهکشانهای مارپیچی قرار دارند.

مطالعات نشان می دهند که گروه های کهکشانی در حال حاضر نیز در حال شکل گیری هستند.

مطالعه این گروهها نقش مهمی در درک انسان از ساختمان بزرگ مقیاس گیتی داشته است.