مطالعه ی گروه ها و خوشه های کهکشانی به عنوان بزرگ ترین سیستم های ویریالی در کیهان همواره مورد توجه کیهان شناسان بوده است. امروزه کیهان شناسان در دو حیطه ی رصدی و کامپیوتری دوشادوش یکدیگر به مطالعه ی این سیستم ها می پردازند. بدون شک بهترین ابزار برای بررسی روند تحولی کیهان، شبیه سازی بر اساس مدل های رصدی است. ما از داده های شبیه سازی میلنیوم استفاده کرده و تحول گروه های کهکشانی از جمله گروه های فسیل و کنترل و همچنین گروه های خیلی پیرتر و خیلی جوان تر پرداخته ایم. گروه های فسیل برای داشتن یک کهکشان بزرگ و بسیار درخشان در مرکزشان شهرت دارند. ما براین باوریم که گروه های پیر از جمله فسیل ها، مدت های زیادی است که ادغام بزرگ و اصلی چشم گیری نداشته اند. ما در شبیه سازی میلنیوم این گروه های خاص را یافته و در انتقال به سرخ های مختلف دنبال می کنیم. با این کار اگر این گروه ها واقعاً گروه هایی کم تغییر باشند، باید این را در تحول پارامترهای مختلف این گروه ها ببینیم. ما با بررسی پارامترهایی از جمله انباشتگی جرمی، اختلاف قدر بین اولین و دومین عضو پرنور گروه، تمرکزگرایی جرمی، سرعت پخشی و تابع درخشندگی نشان می دهیم که گروه هایی که ادعا می کنیم پیر هستند به درستی مدت های زیادی است که تحول چندانی نداشته اند. در حقیقت تحولی که در این گروه ها می بینیم بسیار کم تر از دیگر گروه های جوان تر است. در بررسی تابع درخشندگی گروه ها، مشخصه های این تابع را در برای گروه های فسیل، پیر و جوان در زمان های مختلف مطالعه می کنیم. در فسیل ها یک افتادگی شدید در انتهای پرنور تابع درخشندگی مشاهده می شود. از سوی دیگر، تحول lf در گروه های پیر به نسبت جوان ها و حتی فسیل ها بسیار کم تر است. این تحول در تابع درخشندگی را برای گروه ها در گذر زمان هم بررسی می کنیم. ما گروه های خاصی را در شبیه سازی می یابیم و تحول lf آن ها را در طول فرآیند ادغام اصلیشان بررسی می کنیم و نشان می دهیم که نسبت تعداد کهکشان های کوتوله به غول(dgr) در طول ادغام تغییر می کند. در گام دیگر ما گروه ها را برحسب سرعت پخشی بین بندی کرده و در گذر زمان به بررسی lf می پردازیم. در این مرحله تأثیر ادغام گروه ها با یکدیگر و تشکیل گروه ها و خوشه های بزرگ تر و پرجرم تر را بر انتهای پرنور و کم نور تابع درخشندگی می بینیم.