A galaxishalmazok a világegyetem legnagyobb gravitációsan kötött struktúrái. Mint ilyenek, erőteljes nyomjelzői az anyag struktúráinak a legnagyobb léptékben, lehetővé téve számunkra magának a világegyetemnek a tulajdonságainak mérését. Emellett lenyűgöző kozmológiai laboratóriumok a galaxisok, a gravitáció, a plazmák, az aktív galaxismagok, a szupermasszív fekete lyukak és a csillagkeletkezés kölcsönhatásának megértéséhez.
A MACS1206 halmaz optikai képe, röntgenkontúrral (N. Clerc, J. Ridl). Az optikai adatokat az MPI/ESO 2,2m-es távcsövének WFI műszerével nyertük, míg a röntgenadatok az XMM-Newtonból származnak. 
A galaxishalmazokat a sötét anyag uralja, amely a teljes tömeg mintegy 85 százalékát teszi ki. A sötét anyagot csak a gravitációs hatása alapján lehet kimutatni, amelyet más anyagokra és a közelében elhaladó fényre gyakorol. A normál fényt kibocsátó anyag nagy része forró plazma (olyan forró gáz, amely annyira forró, hogy az elektronok és atommagok nem maradnak egymáshoz kötve), a csillaghalmazon belüli közeg (ICM) formájában van jelen. A halmazok 10-1000 galaxist tartalmaznak, amelyek a teljes tömegüknek csak mintegy 2 százalékát teszik ki. A galaxishalmazok a tömegek tartományát fedik le, a legkisebb tömegű végüket galaxiscsoportoknak nevezik.
A galaxishalmazok masszív potenciális kútja miatt az ICM forró. A halmazba hulló anyag gravitációs potenciális energiája a gáz 10 millió °C-os lökésszerű felmelegedéséhez vezet. A halmazok mérete miatt ez az anyag nagyon vékony, egy köbméternyi halmazban csak nagyjából 10 és 10000 részecske található. A sűrűség a halmaz közepe felé növekszik. Az ICM magas hőmérséklete miatt a Bremsstrahlung emissziós folyamaton keresztül erősen bocsát ki röntgensugárzást, amely az ICM sűrűségének négyzetével arányos fényességgel bocsát ki.
A Nagyenergiás (HE) csoportban elsősorban a halmazokat vizsgáljuk a röntgensugárzásuk alapján, amely az egyik legmegbízhatóbb módszer a halmazok megtalálására és tulajdonságaik vizsgálatára. A más hullámsávokból származó információk szintén hatékony független módszereket biztosítanak a halmazok megtalálására és tulajdonságaik ellenőrzésére. Ide tartozik a galaxisok számának és sebességének vizsgálata, mivel a masszívabb halmazokban több galaxis van, és ezek a galaxisok a gravitációs mező miatt gyorsabban mozognak. A halmazok a halmazon áthaladó kozmikus mikrohullámú háttérfényt is befolyásolják a Szunyajev-Zel’dovics (SZ) effektusnak nevezett folyamat révén, amelynek során a fény frekvenciája megváltozik, ahogy áthalad a halmazon. Egy másik módszer a halmaznak a halmaz mögötti galaxisok fényére gyakorolt hatását vizsgálja. A galaxishalmaz nagy tömege elhajlítja a halmazon áthaladó fényt egy “gravitációs lencsézésnek” nevezett folyamat révén. Attól függően, hogy a fény milyen közel halad a tömeghez, ez lehet erős hatás, ami jellegzetes fényíveket eredményez, vagy gyenge, amikor sok galaxis alakja kissé eltorzul.
Kozmológia a galaxishalmazok felhasználásával
A világegyetem alapvető tulajdonságai befolyásolják, hogyan alakulnak ki és növekednek a galaxishalmazok az élettartamuk alatt. Ezek a tulajdonságok közé tartozik a világegyetem tágulási sebessége (H0), a világegyetemnek az a része, amely normál, nem pedig sötét anyagból áll (Ωm), a sötét energiának nevezett titokzatos taszító erő (ΩΛ) és az ingadozások növekedésének erőssége (σ8). Ezért az univerzum tulajdonságait (do kozmológiát) a halmazok tanulmányozásával mérhetjük.
A halmazok száma a vöröseltolódás és a tömeg függvényében, amelyeket az eROSITA által előre láthatóan észlelni fogunk (Merloni et al.) 
Az elsődleges módja ennek az, hogy megszámoljuk, hány adott tömegű halmaz van a tőlünk való távolság függvényében. Ahogy távolabbra tekintünk a távcsövekkel, úgy tekintünk a világegyetem múltjába is, hiszen a fénynek időbe telik, amíg eljut hozzánk. Ezért azáltal, hogy megszámoljuk az adott tömegtartományú halmazokat, és megnézzük, hogyan alakítják ki a háromdimenziós nagyméretű struktúrát, azt vizsgáljuk, hogyan nőnek és fejlődnek a halmazok a világegyetem élettartama során.”
A MPE HE csoportja vezető szerepet vállal a 2016-ban indítandó orosz Spectrum-Roentgen-Gamma” (SRG) műholdon található eROSITA műszer megépítésében. Az eszköz számos felmérést fog végezni az égbolton a röntgensávban, ami lehetővé teszi, hogy sok más csillagászati objektum mellett 50-100 ezer galaxishalmazt is felfedezzünk. A röntgenmegfigyeléseket nagy spektroszkópiai és képalkotó felmérések egészítik majd ki. Az általuk befogadott 100-1000 galaxis által kibocsátott optikai fény elemzései kiegészítik majd a felmérést az objektumok távolságának és a megfigyelésük korszakának értékelésével. A halmazoknak ezt a nagy mintáját arra fogjuk használni, hogy szoros korlátokat állítsunk fel az univerzum kozmológiai tulajdonságaira vonatkozóan.
Galaxishalmaz-asztrofizika
A Coma-halmazban lévő lecsupaszított gázszálak röntgensugárban (rózsaszín) (Sanders et al. 2013). 
A galaxishalmazokban számos fizikai folyamat fontos. A sötét anyag fizikáját jól érthetőnek tartják, még akkor is, ha a sötét anyag közvetlenül nem látható. A halmazokban lévő gázok és plazmák fizikája azonban kevéssé ismert. A halmazok középpontjában például gyakran található aktív szupermasszív fekete lyuk vagy aktív galaktikus mag (AGN). Úgy gondolják, hogy ezek az AGN-ek felelősek azért, hogy megakadályozzák az ICM gyors lehűlését a halmaz közepén. A fekete lyuk által akkrécióba vont anyag nagy energiájú anyagsugarakat lövell az ICM-be, amelyek óriási anyagbuborékokat fújnak fel, és felmelegítik a környező gázt. Ezt nevezik AGN-visszacsatolásnak, de a lejátszódó folyamatok közül sok még nem ismert. Ráadásul az ICM feltehetően turbulens. Hogy mekkora a turbulencia, és milyen hatással van a halmazra, csak kevéssé ismert. További érdekes fizika, amelyet tanulmányozni kell, az ICM “fémekkel” (nehéz elemekkel, például oxigénnel, vassal vagy szilíciummal) való feldúsulása, amelyet a csillagok termelnek. A halmaz az élete során a csillagok által termelt fémek tárházaként működik.
A halmazasztrofizika tanulmányozása nemcsak önmagában fontos. A halmazokban megfigyelhető fizikai folyamatok hatással vannak arra is, hogy a halmazok a kozmológia szondáiként is felhasználhatók. Az AGN visszacsatolás például befolyásolja az ICM általános hőmérsékletét és a halmaz röntgenfényességét, a halmaz tömegének mérésére szolgáló két fő módszert. A halmazfizika is befolyásolhatja a halmazok megtalálására való képességünket.