Les amas de galaxies sont les plus grandes structures gravitationnellement liées dans l’univers. En tant que tels, ils sont de puissants traceurs des structures de la matière aux plus grandes échelles, nous permettant de mesurer les propriétés de l’univers lui-même. En outre, ils constituent des laboratoires cosmologiques fascinants pour comprendre l’interaction entre les galaxies, la gravité, les plasmas, les noyaux actifs de galaxie, les trous noirs supermassifs et la formation des étoiles.
Image optique de l’amas MACS1206, avec contours en rayons X (N. Clerc, J. Ridl). Les données optiques ont été obtenues à l’aide de l’instrument WFI sur le télescope MPI/ESO de 2,2 m, tandis que les données en rayons X proviennent de XMM-Newton. 
Les amas de galaxies sont dominés par la matière noire, qui représente environ 85 % de la masse totale. La matière noire ne peut être détectée que par son effet de gravitation sur les autres matières et la lumière passant à proximité. La plupart de la matière normale émettant de la lumière se présente sous la forme d’un plasma chaud (un gaz si chaud que les électrons et les noyaux ne restent pas liés entre eux), le milieu intra-amas (MIA). Les amas contiennent des dizaines, voire des milliers de galaxies, qui ne représentent qu’environ 2 % de leur masse totale. Les amas de galaxies couvrent une gamme de masse, les extrémités de masse les plus faibles étant connues sous le nom de groupes de galaxies.
L’ICM est chaud en raison du puits potentiel massif des amas de galaxies. L’énergie potentielle gravitationnelle de la matière tombant dans l’amas entraîne un chauffage par choc du gaz à des dizaines de millions de °C. En raison de la taille des amas, cette matière est très ténue, avec seulement 10 à 10 000 particules par mètre cube d’amas. La densité augmente vers le centre de l’amas. Le MCI émet fortement des rayons X en raison de sa température élevée via le processus d’émission Bremsstrahlung, qui émet avec une luminosité proportionnelle à la densité du MCI au carré.
Dans le groupe Haute énergie (HE), nous étudions principalement les amas par leur émission de rayons X, qui est l’une des méthodes les plus robustes pour trouver des amas et examiner leurs propriétés. Les informations provenant d’autres bandes d’ondes fournissent également de puissantes méthodes indépendantes pour trouver des amas et vérifier leurs propriétés. Cela inclut l’étude du nombre de galaxies et de leur vitesse, car dans les amas plus massifs, il y a plus de galaxies et celles-ci se déplacent plus rapidement en raison du champ gravitationnel. Les amas affectent également la lumière du fond diffus cosmologique qui traverse l’amas par un processus appelé effet Sunyaev-Zel’dovich (SZ), où la fréquence de la lumière est modifiée lorsqu’elle traverse l’amas. Une autre méthode consiste à examiner l’effet d’un amas sur la lumière provenant des galaxies situées derrière l’amas. La grande masse de l’amas de galaxies déforme la lumière qui traverse l’amas par un processus appelé « lentille gravitationnelle ». Selon la proximité de la lumière par rapport à la masse, cela peut être un effet fort, donnant des arcs de lumière caractéristiques, ou un effet faible, où les formes de nombreuses galaxies sont légèrement déformées.
Cosmologie à l’aide des amas de galaxies
Les propriétés de base de l’univers affectent la façon dont les amas se forment et grandissent au cours de leur vie. Ces propriétés comprennent la vitesse d’expansion de l’univers (H0), la fraction de l’univers qui est de la matière normale, plutôt que sombre (Ωm), la force d’une mystérieuse force répulsive connue sous le nom d’énergie sombre (ΩΛ) et la force de la croissance des fluctuations (σ8). Par conséquent, nous pouvons mesurer les propriétés de l’univers (faire de la cosmologie) en étudiant les amas.
Nombre d’amas en fonction du décalage vers le rouge et de la masse que l’on prévoit de détecter par eROSITA (Merloni et al.) 
La principale façon de le faire est de compter combien d’amas il y a d’une masse particulière en fonction de la distance qui nous sépare. En regardant plus loin avec les télescopes, nous regardons aussi dans le passé de l’univers, car la lumière met du temps à nous parvenir. Par conséquent, en comptant les amas avec des gammes particulières de masse et en regardant comment ils façonnent la structure tridimensionnelle à grande échelle, nous étudions comment les amas grandissent et évoluent au cours de la vie de l’univers.
Le groupe HE du MPE joue un rôle de premier plan dans la construction de l’instrument eROSITA sur le satellite russe Spectre-Roentgen-Gamma » (SRG), qui doit être lancé en 2016. Il effectuera plusieurs relevés du ciel dans la bande des rayons X, ce qui nous permettra de découvrir entre 50 et 100 000 amas de galaxies, en plus de nombreux autres objets astronomiques. De grands relevés spectroscopiques et d’imagerie viendront compléter les observations en rayons X. Les analyses de la lumière optique émise par les 100 à 1000 galaxies qu’ils hébergent compléteront le relevé en évaluant la distance des objets et l’époque à laquelle ils sont observés. Nous utiliserons ce grand échantillon d’amas pour produire des contraintes serrées sur les propriétés cosmologiques de l’univers.
Astrophysique des amas de galaxies
Filaments de gaz dénudé dans l’amas Coma vus en rayons X (rose) (Sanders et al. 2013). 
De nombreux processus physiques sont importants dans les amas de galaxies. On pense que la physique de la matière noire est bien comprise, même si la matière noire ne peut pas être vue directement. En revanche, la physique des gaz et des plasmas dans les amas est mal comprise. Par exemple, au centre des amas se trouve souvent un trou noir supermassif actif, ou noyau galactique actif (NGA). On pense que ces AGN sont responsables de la prévention du refroidissement rapide de la MCI au centre de l’amas. Le processus d’accrétion de la matière par le trou noir entraîne des jets de matière très énergétiques qui sont projetés dans la MCI, gonflant des bulles géantes de matière et chauffant le gaz environnant. C’est ce que l’on appelle la rétroaction des AGN, mais nombre des processus en jeu ne sont pas encore compris. En outre, on pense que la MCI est turbulente. L’ampleur de la turbulence et ses effets sur l’amas sont mal connus. Une autre physique intéressante à étudier est l’enrichissement de l’ICM en « métaux » (éléments lourds, comme l’oxygène, le fer ou le silicium) produits par les étoiles. L’amas agit comme un réservoir des métaux produits par les étoiles au cours de sa vie.
L’étude de l’astrophysique des amas n’est pas seulement importante pour elle-même. Les processus physiques que nous observons dans les amas affectent également leur capacité à être utilisés comme sondes de la cosmologie. La rétroaction des AGN, par exemple, affecte la température globale de la MCI et la luminosité des rayons X de l’amas, deux des principales méthodes de mesure de la masse des amas. La physique des amas peut également affecter notre capacité à trouver des amas.