فهرستی غنی از خوشه های کهکشانی که توسط جورج آبل در سال 1950 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 2712 عدد خوشه کهکشانی از کهکشانهای شمال میل سماوی 27 که با نشانه A1تاA2712 شناخته می شوند بود. از سال 1989 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 50 عضو بوده و قطر خوشه هم کمتر از 5 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 6000 کهکشان از میان صد گروه کهکشانی، مشخص شده که مقادیر انتقال به قرمز آنها کمتر از 1/0 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.