הריכוז של גלקסיות בכיוון קבוצת הכוכבים בתולה הוא הדוגמה הקרובה ביותר לצבירי הגלקסיות הרבים שיש ביקום. בצבירי גלקסיות יש מאות עד אלפי גלקסיות. אין גבול חד בין קבוצת גלקסיות לבין צביר גלקסיות, אבל באופן כללי בצבירים יש לא רק הרבה יותר חברים מאשר בקבוצות, אלא גם ריכוז גבוה בהרבה של גלקסיות במרחב. לכן אפשר לזהות צבירי גלקסיות גם במרחקים עצומים משביל החלב. בשנת 1958 פרסם האסטרונום האמריקאי ג'ורג' אייבל (George Abell) קטלוג של יותר מ-2,700 מצבירי הגלקסיות העשירים ביותר בשמי הצפון. הוא לא נזקק להיסט לאדום כדי למקם את הגלקסיות בממד השלישי: הריכוז של הגלקסיות במישור השמיים היה חזק מספיק כדי לזהות את הצבירים. בעזרת סקרים גדולים חדשים, כמו סקר השמיים הדיגיטלי סלואן (SDSS), התגלו עד היום יותר מ-100,000 צבירים.
התכונות הכלליות של צבירי גלקסיות הן:
- מ-100 ועד 10,000 גלקסיות, גז חם שפולט קרני רנטגן, וכמויות גדולות של חומר אפל.
- מסה כוללת של 1014 עד 1015 מסות שמש, ש-80% עד 90% ממנה חומר אפל.
- קוטר של מגה-פרסק אחד עד 5 מגה-פרסק.
- פיזור המהירויות של הגלקסיות בצביר הוא 800 עד 1,200 ק"מ בשנייה.
צביר הבתולה הקרוב נמצא במרחק של כ-17 מגה-פרסק, כ-54 מיליון שנות אור. האור מהגלקסיות שלו יצא לדרכו אלינו הרבה לפני שהתפתח האדם – זמן לא רב (כ-12 מיליון שנה) אחרי האירוע הקטסטרופלי שהביא להכחדת הדינוזאורים. הקבוצה המקומית הצנועה שלנו היא כמו פרבר קטן בשולי "הכרך" העצום של גלקסיות הבתולה. צביר הבתולה הוא גוש פרוש של מאות גלקסיות (ועם הגלקסיות הננסיות – יותר מאלף), ובקרבת מרכזו שלוש גלקסיות אליפטיות ענקיות: M84, M86 ו-M87. קוטרו כ-2.2 מגה-פרסק (פי שניים מהקבוצה המקומית), והחלק הצפוף שלו משתרע על פני 6 מעלות בשמיים – פי 12 מקוטר הירח. רבות מהגלקסיות בצביר הבתולה גילה שארל מסייה בסוף המאה ה-18, הרבה לפני שהבינו שאלה עצמים שמחוץ לגלקסיה שלנו.
אף שהוא גדול ומרשים, צביר הבתולה נחשב צביר עני, כי הוא צפוף רק פי שניים או שלושה מהקבוצה המקומית. לצבירים עניים יש בדרך כלל צורה לא סדירה, ובתוכם יש כמה תת-קבוצות וריכוזים. הגלקסיות הבהירות בבתולה מתחלקות פחות או יותר שווה בשווה בין ספירליות לאליפטיות. בצביר יש גם נחיל של מאות גלקסיות ננסיות, רובן אליפטיות ננסיות כמו אלה שבקבוצה המקומית. צביר הבתולה בולט במפה של הגלקסיות הבהירות ביותר בשמיים, וכך גם צביר קנטאורוס, צביר גלקסיות במרחק דומה בשמי הדרום.
הצביר העשיר הקרוב ביותר נמצא בקבוצת הכוכבים שיער ברניקי (Coma Berenices). צביר שיער ברניקי, במרחק של כ-100 מגה-פרסק ובקוטר של כ-8 מגה-פרסק, מכיל אלפי גלקסיות, ובמרכזו שתי גלקסיות אליפטיות ענקיות. כמו רוב הצבירים העשירים, הוא סימטרי וכדורי, עם ריכוז חזק במרכז. רוב הגלקסיות בו אליפטיות, אבל יש בו גם לא מעט גלקסיות S0 (עדשתיות), שדומות לגלקסיות ספירליות אבל אין להן זרועות ספירליות ואין בהן חומר בין-כוכבי. בתמונות CCD נראות רק הגלקסיות בעלות הנגיהות הגבוהה ביותר בצביר; אנחנו רואים רק את "קצה הקרחון" של אוכלוסייה גדולה בהרבה של גלקסיות (רובן ננסיות) שמרוכזות באותו מקום. פריץ צוויקי השתמש ב-1933 במהירויות הגבוהות של הגלקסיות בצביר שיער ברניקי כדי להסיק שקיים חומר אפל.
האסטרונומים גילו שהשיעור היחסי של גלקסיות מסוגי האבל השונים באזור מסוים תלוי בצפיפות הכוללת של הסביבה. הקשר הזה, שנקרא יחס צורה–צפיפות (morphology–density relation), הוא מפתח להבנת יחסי הגומלין בין גלקסיות ולהתפתחותן. האסטרונומים מדדו את השיעור היחסי של גלקסיות ספירליות, S0 ואליפטיות באזורים שצפיפות הגלקסיות בהם משתנה בטווח של פי מיליון. מתחת לצפיפות של כחמש גלקסיות למגה-פרסק מעוקב, שיעור הספירליות הוא 60% עד 70%, ואינו תלוי בצפיפות. מעל הצפיפות הזו, שיעור הספירליות יורד בהתמדה, עד שבליבות הצפופות של הצבירים העשירים ביותר (עם אלפי גלקסיות למגה-פרסק מעוקב) כמעט כל הגלקסיות הן S0, אליפטיות או ספירליות אדומות. גלקסיות ספירליות רגילות, שיוצרות כוכבים, מאכלסות את האזורים הדלילים ביקום, וגלקסיות אליפטיות מאכלסות את האזורים הצפופים.
ההבדלים בצורה בין גלקסיות משקפים הבדלים בהיסטוריה שלהן. רבות מהגלקסיות האליפטיות הענקיות (אבל אולי לא כולן) נוצרות ממיזוג ומפירוק של מערכות ספירליות. השכיחות של שני הסוגים האלה בסביבות שונות משקפת את התדירות של יחסי הגומלין בין גלקסיות. האסטרונומים יכולים לחשב כמה זמן עובר עד שגלקסיות נפגשות בסביבות שונות. מפגש כזה מוגדר כהתקרבות שבה הכבידה משאירה השפעה מדידה על אחת הגלקסיות או על שתיהן. מתחת לצפיפות של כמה גלקסיות למגה-פרסק מעוקב, הזמן הזה ארוך מגיל היקום. גלקסיות ספירליות באזורים הדלילים ביקום מבודדות יחסית, ולכן יחסי הגומלין הכבידתיים שלהן עם גלקסיות אחרות חלשים, והן מתנגשות לעתים רחוקות. המפגשים שכן מתרחשים עדינים, במהירויות יחסיות של כ-100 עד 200 ק"מ בשנייה – זה הפיזור האופייני סביב יחס האבל. לעומת זאת, בצפיפות של צביר עשיר, הזמן עד למפגש הוא רק כמה מאות מיליוני שנים. (רק באסטרונומיה אפשר לכתוב "רק" במשפט כזה!) במשך גיל היקום היה זמן לעשרות מפגשים כאלה. הכבידה החזקה של הצביר מקנה לגלקסיות מהירויות גבוהות של 1,000 עד 1,500 ק"מ בשנייה, וההתנגשויות שכיחות ואלימות יחסית.
יחס הצורה–צפיפות מסביר כמה מהחידות שקשורות לסוגי הגלקסיות. בגלקסיות ספירליות כמו שביל החלב נוצרים יותר מדי כוכבים ביחס למאגר הגז שעומד לרשותן. למעשה, הגלקסיות הספירליות מקבלות "הזרקות" של גז מהמרחב הבין-גלקטי, שיש בו גז קר בצפיפות נמוכה. באזורים הדלילים ביקום, החומר הזה יכול לרדת כמו גשם עדין על הדיסקות של הגלקסיות הספירליות ולחדש את מאגר הגז שלהן. החומר הזה שומר על הגלקסיות הספירליות צעירות ופעילות. לגלקסיות האליפטיות יש בעיה הפוכה: נוצרים בהן מעט מדי כוכבים. הכוכבים הזקנים שבהן מאבדים מסה, וכך מספקים להן הרבה גז. לפי האסטרונומים, כשהגלקסיות עוברות במסלולים מהירים דרך הליבה הצפופה של צביר, הגז והאבק שבהן נסחפים מהן שוב ושוב, והמבנה שלהן מתפרק. נוסף על כך, מיזוג של שתי גלקסיות ספירליות שהמסות שלהן שונות זו מזו בפחות מפי שלושה יוצר בדרך כלל גלקסיה אליפטית.
ככל הנראה, השיעור הנמוך של גלקסיות ספירליות בצבירים נובע מהתנגשויות וממיזוגים שמפשיטים את הגז מגלקסיות עשירות בגז. במרכז של צביר גלקסיות עשיר, ל"קניבליזם גלקטי" יש תוצאה מרתקת: עם הזמן, הגלקסיות שבליבת הצביר מתמזגות בהדרגה. גלקסיה גדולה ש"בולעת" כמה גלקסיות קטנות יותר יכולה להפוך לגלקסיה אליפטית ענקית. התרחיש הזה יכול להסביר מדוע הגלקסיות הגדולות ביותר נמצאות במרכזי הצבירים העשירים. אבל יחסי גומלין, מיזוגים והתנגשויות אינם יכולים להסביר את כל ההבדלים בין גלקסיות: רק חלק קטן מהגלקסיות הן שרידים של מיזוגים בין גלקסיות מסיביות.
אפשר להבין עד כמה מיזוג גלקסיות הוא אירוע נדיר אם חושבים כמה זמן ייקח לשביל החלב להתנגש בצביר הבתולה. שביל החלב נמצא כ-17 מגה-פרסק מצביר הבתולה האדיר. קל לחשב כמה זמן ייקח לו ליפול אל צביר הבתולה במהירות של 200 ק"מ בשנייה. מרחק של 17 מגה-פרסק הוא 1.7 × 107 × 3 × 1013 ק"מ, כלומר כ-5 × 1020 ק"מ. בשנה יש כ-3 × 107 שניות, ולכן יידרשו 5 × 1020 / (200 × 3 × 107) ≈ 8 × 1010 שנה – כ-80 מיליארד שנה, הרבה יותר מגיל היקום – עד ששביל החלב וצביר הבתולה יתמזגו (ובפועל, כפי שנראה בסעיף הבא, התפשטות היקום מרחיקה אותנו מצביר הבתולה). כמו בביולוגיה, גם התכונות של הגלקסיות הן שילוב של תורשה וסביבה. חלק מהתכונות נובעות מהתפתחות ומיחסי גומלין לאורך 12 או 13 מיליארד שנה, אבל תכונות אחרות היו קיימות כבר מההתחלה, ולכן כדי להסביר תכונות רבות של גלקסיות צריך להתבונן ביקום המוקדם. האסטרונומים קוראים לזה תנאי ההתחלה. הגלקסיות התפתחו מהתנאים הלא מוכרים של היקום המוקדם, כשהיה חם, צפוף ואחיד.
→ הסעיף הקודם: 16.10 התקבצות של גלקסיות | הסעיף הבא: 16.12 סקירה של המבנה בקנה מידה גדול ←