Kkupy galaxií jsou největší gravitačně vázané struktury ve vesmíru. Jako takové jsou výkonnými sledovači struktur hmoty na největších škálách, což nám umožňuje měřit vlastnosti samotného vesmíru. Kromě toho jsou fascinujícími kosmologickými laboratořemi pro pochopení vzájemného působení galaxií, gravitace, plazmatu, aktivních galaktických jader, supermasivních černých děr a tvorby hvězd.
Optický snímek kupy MACS1206 s rentgenovými konturami (N. Clerc, J. Ridl). Optická data byla získána pomocí přístroje WFI na 2,2m teleskopu MPI/ESO, zatímco rentgenová data pocházejí z XMM-Newton. 
Galaktickým kupám dominuje temná hmota, která tvoří přibližně 85 % celkové hmotnosti. Temnou hmotu lze detekovat pouze na základě jejího gravitačního působení na ostatní hmotu a světlo procházející v její blízkosti. Většina běžné hmoty vyzařující světlo má podobu horkého plazmatu (plynu, který je tak horký, že elektrony a jádra nezůstávají vázány), tzv. vnitrohvězdného prostředí (ICM). Hvězdokupy obsahují desítky až tisíce galaxií, které tvoří jen asi 2 % jejich celkové hmotnosti. Kupy galaxií pokrývají celou škálu hmotností, přičemž konec s nejnižší hmotností se označuje jako skupiny galaxií.
V důsledku mohutné potenciální studny kup galaxií je ICM horké. Gravitační potenciální energie materiálu padajícího do kupy vede k nárazovému ohřevu plynu na teploty v řádu desítek milionů °C. Vzhledem k velikosti kup je tento materiál velmi řídký, v každém krychlovém metru kupy je pouze zhruba 10 až 10000 částic. Hustota se zvyšuje směrem ke středu hvězdokupy. ICM díky své vysoké teplotě silně vyzařuje rentgenové záření prostřednictvím Bremsstrahlungova emisního procesu, který vyzařuje s jasností úměrnou kvadrátu hustoty ICM.
V High Energy (HE) Group studujeme klastry především pomocí jejich rentgenové emise, což je jedna z nejrobustnějších metod vyhledávání klastrů a zkoumání jejich vlastností. Informace z jiných vlnových pásem rovněž poskytují výkonné nezávislé metody pro vyhledávání hvězdokup a ověřování jejich vlastností. Patří sem i studium počtu galaxií a jejich rychlosti, protože v hmotnějších kupách je více galaxií a tyto galaxie se díky gravitačnímu poli pohybují rychleji. Kupy také ovlivňují světlo z kosmického mikrovlnného pozadí procházející kupou prostřednictvím procesu zvaného Sunjajevův-Zel’dovičův (SZ) efekt, kdy se při průchodu kupou mění frekvence světla. Další metodou je zkoumání vlivu kupy na světlo z galaxií za kupou. Velká hmotnost kupy galaxií ohýbá světlo procházející kupou procesem zvaným „gravitační čočkování“. V závislosti na tom, jak blízko se světlo pohybuje k hmotě, může jít o silný efekt, při kterém vznikají charakteristické světelné oblouky, nebo o slabý efekt, při kterém jsou tvary mnoha galaxií mírně zkresleny.
Kosmologie pomocí kup galaxií
Základní vlastnosti vesmíru ovlivňují, jak se kupy galaxií formují a rostou během své životnosti. Mezi tyto vlastnosti patří rychlost rozpínání vesmíru (H0), podíl vesmíru, který tvoří normální, nikoli temná hmota (Ωm), síla záhadné odpudivé síly známé jako temná energie (ΩΛ) a síla růstu fluktuací (σ8). Proto můžeme měřit vlastnosti vesmíru (dělat kosmologii) studiem hvězdokup.
Počet hvězdokup v závislosti na červeném posuvu a hmotnosti, který by měl být podle předpovědi detekován pomocí systému eROSITA (Merloni a kol.) 
Primární způsob, jak to lze provést, je spočítat, kolik je hvězdokup o určité hmotnosti v závislosti na vzdálenosti od nás. Když se pomocí dalekohledů díváme do větší vzdálenosti, díváme se také do minulosti vesmíru, protože světlu trvá, než k nám dorazí. Proto počítáním shluků s určitým rozsahem hmotností a sledováním toho, jak utvářejí trojrozměrnou velkoškálovou strukturu, studujeme, jak shluky rostou a vyvíjejí se v průběhu života vesmíru.
Skupina HE na MPE přebírá vedoucí úlohu při konstrukci přístroje eROSITA na ruské družici Spectrum-Roentgen-Gamma“ (SRG), která má být vypuštěna v roce 2016. Ten provede několik přehlídek oblohy v rentgenovém pásmu, což umožní kromě mnoha dalších astronomických objektů objevit 50 až 100 tisíc kup galaxií. Rentgenová pozorování doplní rozsáhlé spektroskopické a zobrazovací přehlídky. Analýzy optického světla vyzařovaného 100-1000 galaxiemi, které hostí, doplní přehlídku vyhodnocením vzdálenosti objektů a epochy, ve které byly pozorovány. Tento velký vzorek kup využijeme k vytvoření těsných omezení kosmologických vlastností vesmíru.
Astrofyzika kup galaxií
Vlákna odizolovaného plynu v kupě Coma pozorovaná v rentgenovém záření (růžová) (Sanders et al. 2013). 
V kupách galaxií probíhá mnoho důležitých fyzikálních procesů. Předpokládá se, že fyzika temné hmoty je dobře pochopena, přestože temnou hmotu nelze přímo pozorovat. Fyzika plynu a plazmatu v kupách je však špatně pochopena. Například v centru kup se často nachází aktivní supermasivní černá díra neboli aktivní galaktické jádro (AGN). Předpokládá se, že tyto AGN brání rychlému ochlazování ICM v centru hvězdokupy. Proces akrece hmoty černou dírou vede k vystřikování vysoce energetických proudů materiálu do ICM, které nafukují obří bubliny materiálu a ohřívají okolní plyn. Tomuto procesu se říká zpětná vazba AGN, ale mnoho procesů, které při něm probíhají, ještě neznáme. Kromě toho se předpokládá, že ICM je turbulentní. Jak velká je turbulence a jaký má vliv na hvězdokupu, je známo jen velmi málo. Další zajímavou fyzikou ke studiu je obohacování ICM o „kovy“ (těžké prvky, jako je kyslík, železo nebo křemík) produkované hvězdami. Hvězdokupa funguje jako zásobárna kovů vyprodukovaných hvězdami během svého života.
Studium astrofyziky hvězdokup není důležité jen samo o sobě. Fyzikální procesy, které v hvězdokupách pozorujeme, ovlivňují také možnost jejich využití jako sondy do kosmologie. Zpětná vazba AGN například ovlivňuje celkovou teplotu ICM a rentgenový jas hvězdokupy, což jsou dvě hlavní metody měření hmotnosti hvězdokupy. Fyzika hvězdokup může také ovlivnit naši schopnost najít hvězdokupy.
.