Virgo-Superhaufen

Als 1863 die erste große Nebelprobe von William und John Herschel veröffentlicht wurde, stellte man fest, dass es im Sternbild Jungfrau (nahe dem galaktischen Nordpol) einen deutlichen Überschuss an Nebelfeldern gibt.

In den 1950er Jahren wurde vorgeschlagen, dass es sich bei diesem Überschuss um eine großräumige galaxieähnliche Struktur, einen "Lokalen Superhaufen", handelt. In den 1960er und 1970er Jahren wurde diskutiert, ob der Lokale Superhaufen (LS) tatsächlich eine Struktur oder eine zufällige Anordnung von Galaxien sei. Das Problem wurde mit den großen Rotverschiebungsuntersuchungen der späten 1970er und frühen 1980er Jahre gelöst, die eine abgeflachte Konzentration von Galaxien entlang der supergalaktischen Ebene zeigten.

1982 zeigte R. Brent Tully, dass er aus zwei Komponenten besteht: einer abgeflachten Scheibe mit zwei Dritteln der leuchtenden Galaxien des Superhaufens und einem etwa kugelförmigen Halo, der das verbleibende Drittel enthält. Die Scheibe selbst ist ein dünnes (~1 Megaparsecs) Ellipsoid mit einem Verhältnis von langer Achse zu kurzer Achse von mindestens 6 zu 1, möglicherweise sogar 9 zu 1.

Die im Juni 2003 veröffentlichten Daten aus einer Rotverschiebungs-Durchmusterung ermöglichen es den Astronomen, die LS mit anderen Superhaufen zu vergleichen. Der LS stellt einen typischen schlechten (d.h. er hat keinen Kern mit hoher Dichte) Superhaufen von ziemlich kleiner Größe dar. Er hat einen reichen Galaxienhaufen im Zentrum, der von Filamenten von Galaxien und armen Gruppen umgeben ist.

Die Lokale Gruppe befindet sich am Rande der LS in einem kleinen Filament, das sich vom Fornax-Cluster bis zum Virgo-Cluster erstreckt. Das Volumen des Virgo-Superhaufens ist etwa 7000 Mal so groß wie das der Lokalen Gruppe oder 100 Milliarden Mal so groß wie das der Milchstraße.