Galaxienhaufen sind die größten gravitativ gebundenen Strukturen im Universum. Als solche sind sie ein leistungsfähiger Indikator für die Strukturen der Materie auf den größten Skalen und erlauben uns, die Eigenschaften des Universums selbst zu messen. Darüber hinaus sind sie faszinierende kosmologische Laboratorien für das Verständnis der Wechselwirkung von Galaxien, Schwerkraft, Plasmen, aktiven galaktischen Kernen, supermassiven schwarzen Löchern und Sternentstehung.
Optisches Bild des Sternhaufens MACS1206, mit Röntgenkonturen (N. Clerc, J. Ridl). Die optischen Daten wurden mit dem WFI-Instrument am MPI/ESO 2.2m-Teleskop gewonnen, während die Röntgendaten von XMM-Newton stammen. 
Galaxienhaufen werden von dunkler Materie dominiert, die etwa 85 Prozent der Gesamtmasse ausmacht. Dunkle Materie kann nur durch ihre Gravitationswirkung auf andere Materie und Licht, das an ihr vorbeifliegt, nachgewiesen werden. Der größte Teil der normalen, Licht emittierenden Materie liegt in Form eines heißen Plasmas vor (ein Gas, das so heiß ist, dass die Elektronen und Kerne nicht aneinander gebunden bleiben), dem Intracluster-Medium (ICM). Galaxienhaufen enthalten 10 bis 1000 Galaxien, die nur etwa 2 Prozent ihrer Gesamtmasse ausmachen. Die Galaxienhaufen umfassen eine Reihe von Massen, wobei das Ende mit der geringsten Masse als Galaxiengruppen bekannt ist.
Das ICM ist aufgrund der massiven potenziellen Quelle der Galaxienhaufen heiß. Die potentielle Gravitationsenergie von Material, das in den Haufen fällt, führt zu einer schockartigen Erwärmung des Gases auf mehrere 10 Millionen °C. Aufgrund der Größe der Galaxienhaufen ist dieses Material sehr dünn, mit nur etwa 10 bis 10000 Teilchen in jedem Kubikmeter des Haufens. Die Dichte nimmt zum Zentrum des Haufens hin zu. Das ICM sendet aufgrund seiner hohen Temperatur über den Prozess der Bremsstrahlung starke Röntgenstrahlung aus, deren Helligkeit proportional zur Dichte des ICM im Quadrat ist.
In der Hochenergiegruppe (HE) untersuchen wir Cluster hauptsächlich anhand ihrer Röntgenemission, die eine der zuverlässigsten Methoden zum Auffinden von Clustern und zur Untersuchung ihrer Eigenschaften darstellt. Informationen aus anderen Wellenbereichen bieten ebenfalls leistungsstarke unabhängige Methoden, um Galaxienhaufen zu finden und ihre Eigenschaften zu überprüfen. Dazu gehört die Untersuchung der Anzahl der Galaxien und ihrer Geschwindigkeit, denn in massereicheren Haufen gibt es mehr Galaxien, und diese Galaxien bewegen sich aufgrund des Gravitationsfeldes schneller. Galaxienhaufen beeinflussen auch das Licht aus dem kosmischen Mikrowellenhintergrund, das sich durch den Haufen bewegt, und zwar durch den so genannten Sunyaev-Zel’dovich-Effekt (SZ-Effekt), bei dem die Frequenz des Lichts beim Durchgang durch den Haufen verändert wird. Eine andere Methode besteht darin, die Auswirkungen eines Haufens auf das Licht von Galaxien hinter dem Haufen zu untersuchen. Die große Masse des Galaxienhaufens krümmt das Licht, das den Haufen durchquert, durch einen Prozess, der „Gravitationslinsen“ genannt wird. Je nachdem, wie nahe das Licht an der Masse vorbeigeht, kann dies ein starker Effekt sein, der charakteristische Lichtbögen erzeugt, oder ein schwacher, bei dem die Formen vieler Galaxien leicht verzerrt werden.
Kosmologie anhand von Galaxienhaufen
Die grundlegenden Eigenschaften des Universums wirken sich darauf aus, wie sich Galaxienhaufen während ihrer Lebensdauer bilden und wachsen. Zu diesen Eigenschaften gehören die Expansionsgeschwindigkeit des Universums (H0), der Anteil des Universums, der aus normaler und nicht aus dunkler Materie besteht (Ωm), die Stärke einer geheimnisvollen abstoßenden Kraft, die als dunkle Energie bekannt ist (ΩΛ), und die Stärke des Wachstums von Fluktuationen (σ8). Daher können wir die Eigenschaften des Universums messen (Kosmologie betreiben), indem wir Sternhaufen untersuchen.
Anzahl der Sternhaufen in Abhängigkeit von der Rotverschiebung und der Masse, deren Entdeckung durch eROSITA (Merloni et al.) 
Die primäre Methode, dies zu tun, besteht darin, zu zählen, wie viele Haufen es mit einer bestimmten Masse in Abhängigkeit von der Entfernung von uns gibt. Wenn wir mit Teleskopen weiter weg schauen, schauen wir auch in die Vergangenheit des Universums, da das Licht Zeit braucht, um uns zu erreichen. Durch die Zählung von Sternhaufen mit bestimmten Massenbereichen und die Untersuchung ihrer dreidimensionalen Struktur untersuchen wir daher, wie Sternhaufen im Laufe der Lebensdauer des Universums wachsen und sich entwickeln.
Die HE-Gruppe am MPE spielt eine führende Rolle beim Bau des eROSITA-Instruments auf dem russischen Spectrum-Roentgen-Gamma“-Satelliten (SRG), der 2016 gestartet werden soll. Es wird mehrere Durchmusterungen des Himmels im Röntgenbereich vornehmen, die es uns ermöglichen werden, zwischen 50 und 100 Tausend Galaxienhaufen und viele andere astronomische Objekte zu entdecken. Große spektroskopische und bildgebende Durchmusterungen werden die Röntgenbeobachtungen ergänzen. Analysen des optischen Lichts der 100-1000 Galaxien, die sie beherbergen, werden die Durchmusterung ergänzen, indem sie die Entfernung der Objekte und die Epoche, in der sie beobachtet wurden, bestimmen. Wir werden diese große Stichprobe von Galaxienhaufen nutzen, um die kosmologischen Eigenschaften des Universums genau zu bestimmen.
Astrophysik von Galaxienhaufen
Filamente aus gestripptem Gas im Coma-Haufen, gesehen im Röntgenlicht (rosa) (Sanders et al. 2013). 
Viele physikalische Prozesse sind in Galaxienhaufen wichtig. Man geht davon aus, dass die Physik der dunklen Materie gut verstanden ist, auch wenn man die dunkle Materie nicht direkt sehen kann. Die Physik des Gases und der Plasmen in Galaxienhaufen ist jedoch nur unzureichend verstanden. So befindet sich im Zentrum von Sternhaufen häufig ein aktives supermassereiches schwarzes Loch oder ein aktiver galaktischer Kern (AGN). Man nimmt an, dass diese AGNs dafür verantwortlich sind, die schnelle Abkühlung des ICM im Zentrum des Haufens zu verhindern. Der Prozess der Materieakkretion durch das Schwarze Loch führt dazu, dass hochenergetische Materialstrahlen in das ICM geschleudert werden, die riesige Materialblasen aufblähen und das umgebende Gas aufheizen. Dies wird als AGN-Rückkopplung bezeichnet, aber viele der ablaufenden Prozesse sind noch nicht verstanden. Darüber hinaus geht man davon aus, dass das ICM turbulent ist. Wie stark die Turbulenz ist und welche Auswirkungen sie auf den Sternhaufen hat, ist nur unzureichend bekannt. Ein weiteres interessantes physikalisches Phänomen ist die Anreicherung des ICM mit „Metallen“ (schwere Elemente wie Sauerstoff, Eisen oder Silizium), die von Sternen produziert werden. Der Haufen fungiert als Reservoir für die Metalle, die von den Sternen im Laufe seines Lebens produziert werden.
Das Studium der Astrophysik von Haufen ist nicht nur für sich selbst wichtig. Die physikalischen Prozesse, die wir in Haufen beobachten, beeinflussen auch ihre Fähigkeit, als Sonden für die Kosmologie verwendet zu werden. Die Rückkopplung von AGNs beeinflusst zum Beispiel die Gesamttemperatur des ICM und die Röntgenhelligkeit des Haufens, zwei der wichtigsten Methoden zur Messung der Haufenmasse. Die Haufenphysik kann auch unsere Fähigkeit beeinflussen, Haufen zu finden.