Galaksien klusterit ovat maailmankaikkeuden suurimmat painovoiman sitomat rakenteet. Sellaisina ne ovat tehokkaita merkkiaineita aineen rakenteista suurimmissa mittakaavoissa, jolloin voimme mitata itse maailmankaikkeuden ominaisuuksia. Lisäksi ne ovat kiehtovia kosmologisia laboratorioita, joissa voidaan ymmärtää galaksien, gravitaation, plasmojen, aktiivisten galaktisten ytimien, supermassiivisten mustien aukkojen ja tähtien muodostumisen vuorovaikutusta.
Optinen kuva tähtijoukosta MACS1206, jossa on myös röntgensäteilyä hyödyntäviä ääriviivoja (N. Clerc, J. Ridl). Optiset tiedot on saatu MPI/ESO 2,2 m:n teleskoopin WFI-instrumentilla ja röntgensäteilytiedot XMM-Newtonilla. 
Galaksijoukkoja hallitsee pimeä aine, joka muodostaa noin 85 prosenttia niiden kokonaismassasta. Pimeä aine voidaan havaita vain sen painovoimavaikutuksesta muuhun aineeseen ja sen lähellä kulkevaan valoon. Suurin osa tavallisesta valoa säteilevästä aineesta on kuumana plasmana (kaasu, joka on niin kuumaa, että elektronit ja ytimet eivät pysy sidottuina toisiinsa), klusterin sisäisenä väliaineena (intracluster medium, ICM). Klustereissa on 10-1000 galaksia, jotka muodostavat vain noin 2 prosenttia niiden kokonaismassasta. Galaksijoukot kattavat eri massaluokkia, joista pienimmän massan päätä kutsutaan galaksijoukoiksi.
ICM on kuuma galaksijoukkojen massiivisen potentiaalikaivon vuoksi. Klusteriin putoavan materiaalin gravitaatiopotentiaalienergia johtaa kaasun shokkikuumenemiseen kymmeniin miljooniin celsiusasteisiin. Klusterien koon vuoksi tämä materiaali on hyvin haurasta, sillä kussakin kuutiometrissä on vain noin 10-10 000 hiukkasta. Tiheys kasvaa kohti klusterin keskustaa. ICM emittoi korkeasta lämpötilastaan johtuen voimakkaasti röntgensäteilyä Bremsstrahlungin emissioprosessin kautta, joka emittoi kirkkaudella, joka on verrannollinen ICM:n tiheyden neliöön.
Korkean energian (HE) ryhmässä tutkimme klustereita ensisijaisesti niiden röntgensäteilyllä, joka on yksi vankimmista menetelmistä klusterien löytämiseksi ja niiden ominaisuuksien tutkimiseksi. Muilta aaltokaistoilta saatu tieto tarjoaa myös tehokkaita riippumattomia menetelmiä klusterien löytämiseksi ja niiden ominaisuuksien tarkistamiseksi. Tähän kuuluu galaksien lukumäärän ja niiden nopeuden tutkiminen, sillä massiivisemmissa klustereissa on enemmän galakseja ja nämä galaksit liikkuvat nopeammin gravitaatiokentän vuoksi. Klusterit vaikuttavat myös kosmisen mikroaaltotaustan valoon, joka kulkee klusterin läpi Sunjaev-Zel’dovich-ilmiön (SZ-ilmiö) kautta, jossa valon taajuus muuttuu sen kulkiessa klusterin läpi. Toinen menetelmä on tutkia klusterin vaikutusta klusterin takana olevien galaksien valoon. Galaksijoukon suuri massa taivuttaa sen läpi kulkevaa valoa ”gravitaatiolinssiksi” kutsutun prosessin avulla. Riippuen siitä, kuinka lähellä massaa valo kulkee, tämä vaikutus voi olla voimakas, jolloin saadaan aikaan tyypillisiä valokaaria, tai heikko, jolloin monien galaksien muodot vääristyvät hieman.
Kosmologia galaksijoukkojen avulla
Universumin perusominaisuudet vaikuttavat siihen, miten galaksijoukot muodostuvat ja kasvavat elinikänsä aikana. Näihin ominaisuuksiin kuuluvat maailmankaikkeuden laajenemisnopeus (H0), normaalin eikä pimeän aineen osuus maailmankaikkeudesta (Ωm), pimeäksi energiaksi kutsutun salaperäisen hylkivän voiman voimakkuus (ΩΛ) ja vaihtelun kasvun voimakkuus (σ8). Siksi voimme mitata maailmankaikkeuden ominaisuuksia (tehdä kosmologiaa) tutkimalla klustereita.
Klustereiden lukumäärä punasiirtymän ja massan funktiona, jotka ennustetaan havaittavan eROSITA:n avulla (Merloni et al.) 
Periaatteessa tämä voidaan tehdä laskemalla, kuinka monta tietyn massan omaavaa klusteria on etäisyyden funktiona meistä. Kun katsomme kaukoputkilla kauemmas, katsomme myös maailmankaikkeuden menneisyyteen, sillä valolta kestää aikaa saavuttaa meidät. Siksi laskemalla tietyn massaluokan klustereita ja tarkastelemalla, miten ne muokkaavat kolmiulotteista laajamittaista rakennetta, tutkimme, miten klusterit kasvavat ja kehittyvät maailmankaikkeuden eliniän aikana.
MPE:n HE-ryhmä on johtavassa roolissa vuonna 2016 laukaistavaan venäläiseen Spectrum-Roentgen-Gamma” (SRG) -satelliittiin sijoitettavan eROSITA-instrumentin rakentamisessa. Se tekee useita röntgensäteilykaistan taivaankartoituksia, joiden avulla voidaan löytää 50-100 tuhatta galaksijoukkoa monien muiden tähtitieteellisten kohteiden lisäksi. Suuret spektroskooppiset ja kuvantamistutkimukset täydentävät röntgenhavaintoja. Niiden 100-1000 galaksin lähettämän optisen valon analyysit täydentävät tutkimusta arvioimalla kohteiden etäisyyttä ja havaintoaikaa. Käytämme tätä suurta otosta galaksijoukkoja tuottaaksemme tiukkoja rajoitteita maailmankaikkeuden kosmologisille ominaisuuksille.
Galaksijoukkojen astrofysiikka
Röntgensäteillä (vaaleanpunainen väri) nähdyt kuorettuneen kaasun filamentit Coma-joukkueessa (Sanders et al. 2013). 
Monet fysikaaliset prosessit ovat tärkeitä galaksijoukoissa. Pimeän aineen fysiikan uskotaan olevan hyvin ymmärrettyä, vaikka pimeää ainetta ei voi suoraan nähdä. Ryhmien kaasun ja plasman fysiikkaa ymmärretään kuitenkin huonosti. Esimerkiksi galaksijoukkojen keskellä on usein aktiivinen supermassiivinen musta aukko eli aktiivinen galaktinen ydin (AGN). Näiden AGN:ien ajatellaan estävän ICM:n nopean jäähtymisen klusterin keskellä. Mustan aukon akkretoima aine johtaa siihen, että ICM:ään ruiskutetaan erittäin energisiä materiaalisuihkuja, jotka paisuttavat jättimäisiä materiaalikuplia ja kuumentavat ympäröivää kaasua. Tätä kutsutaan AGN-palautteeksi, mutta monia tapahtuvia prosesseja ei vielä ymmärretä. Lisäksi ICM:n uskotaan olevan turbulentti. Kuinka paljon turbulenssia on ja millainen vaikutus sillä on tähtijoukkoon, tiedetään vain heikosti. Toinen mielenkiintoinen fysiikan tutkimuskohde on ICM:n rikastuminen tähtien tuottamilla ”metalleilla” (raskailla alkuaineilla, kuten hapella, raudalla tai piillä). Klusteri toimii tähtien elinaikanaan tuottamien metallien varastona.
Klusterien astrofysiikan tutkiminen ei ole tärkeää vain itsessään. Klustereissa havaitsemamme fysikaaliset prosessit vaikuttavat myös niiden kykyyn toimia kosmologian luotaimina. Esimerkiksi AGN-palaute vaikuttaa ICM:n kokonaislämpötilaan ja klusterin röntgenkirkkauteen, jotka ovat kaksi tärkeintä menetelmää klusterin massan mittaamiseksi. Klusterien fysiikka voi myös vaikuttaa kykyymme löytää klustereita.