Gromady galaktyk są największymi grawitacyjnie związanymi strukturami we wszechświecie. Jako takie, są potężnymi detektorami struktur materii w największych skalach, pozwalając nam mierzyć własności samego wszechświata. Ponadto, są fascynującymi laboratoriami kosmologicznymi do zrozumienia oddziaływania galaktyk, grawitacji, plazmy, aktywnych jąder galaktyk, supermasywnych czarnych dziur i formowania się gwiazd.
Optyczny obraz gromady MACS1206, z konturami rentgenowskimi (N. Clerc, J. Ridl). Dane optyczne uzyskano za pomocą instrumentu WFI na teleskopie MPI/ESO 2,2m, natomiast dane rentgenowskie pochodzą z XMM-Newton. 
Gromady galaktyk są zdominowane przez ciemną materię, która stanowi około 85 procent całkowitej masy. Ciemna materia może być wykryta jedynie poprzez jej wpływ grawitacyjny na inną materię i światło przechodzące w jej pobliżu. Większość normalnej materii emitującej światło jest w postaci gorącej plazmy (gazu, który jest tak gorący, że elektrony i jądra nie pozostają ze sobą związane), ośrodka wewnątrzgwiazdowego (ICM). Gromady zawierają od 10 do 1000 galaktyk, które stanowią jedynie około 2 procent ich całkowitej masy. Gromady galaktyk obejmują zakres masy, przy czym koniec o najniższej masie znany jest jako grupy galaktyk.
ICM jest gorący z powodu masywnej studni potencjału gromad galaktyk. Grawitacyjna energia potencjalna materii wpadającej do gromady prowadzi do szokowego podgrzewania gazu do temperatury 10 milionów stopni Celsjusza. Ze względu na rozmiary gromad, materiał ten jest bardzo rozrzedzony, z grubsza tylko od 10 do 10000 cząstek w każdym metrze sześciennym gromady. Gęstość wzrasta w kierunku centrum gromady. ICM emituje silnie promieniowanie rentgenowskie ze względu na wysoką temperaturę w procesie emisji Bremsstrahlungów, które emitują z jasnością proporcjonalną do gęstości ICM podniesionej do kwadratu.
W Grupie Wysokich Energii (HE) badamy gromady głównie poprzez emisję promieniowania rentgenowskiego, które jest jedną z najbardziej solidnych metod znajdowania gromad i badania ich własności. Informacje z innych zakresów falowych również dostarczają potężnych, niezależnych metod odnajdywania gromad i weryfikacji ich własności. Obejmuje to badanie liczby galaktyk i ich prędkości, ponieważ w bardziej masywnych gromadach jest ich więcej i poruszają się one szybciej ze względu na pole grawitacyjne. Gromady wpływają również na światło z kosmicznego tła mikrofalowego podróżujące przez gromadę poprzez proces zwany efektem Sunyaeva-Zel’dovicha (SZ), gdzie częstotliwość światła jest modyfikowana podczas przechodzenia przez gromadę. Inną metodą jest badanie wpływu gromady na światło pochodzące od galaktyk znajdujących się za gromadą. Duża masa gromady galaktyk powoduje zakrzywianie światła przechodzącego przez gromadę w procesie zwanym „soczewkowaniem grawitacyjnym”. W zależności od tego, jak blisko masy podróżuje światło, może to być efekt silny, dający charakterystyczne łuki świetlne, lub słaby, gdzie kształty wielu galaktyk są lekko zniekształcone.
Kosmologia z wykorzystaniem gromad galaktyk
Podstawowe własności Wszechświata wpływają na to, jak gromady tworzą się i rosną w ciągu swojego życia. Własności te obejmują prędkość ekspansji wszechświata (H0), ułamek wszechświata, który stanowi normalna, a nie ciemna materia (Ωm), siłę tajemniczej siły odpychającej znanej jako ciemna energia (ΩΛ) oraz siłę wzrostu fluktuacji (σ8). Dlatego możemy mierzyć własności wszechświata (uprawiać kosmologię) poprzez badanie gromad.
Liczba gromad w funkcji przesunięcia ku czerwieni i masy przewidywana do wykrycia przez eROSITA (Merloni i in.) 
Podstawowym sposobem, w jaki można to zrobić, jest policzenie, ile jest gromad o danej masie w funkcji odległości od nas. Patrząc z teleskopów w dalszą odległość, patrzymy również w przeszłość wszechświata, ponieważ światło potrzebuje czasu, aby do nas dotrzeć. Dlatego licząc gromady o określonych zakresach masy i patrząc na to, jak kształtują one wielkoskalową strukturę 3-d, badamy, jak gromady rosną i ewoluują przez cały czas istnienia wszechświata.
Grupa HE w MPE odgrywa wiodącą rolę w budowie instrumentu eROSITA na rosyjskim satelicie Spectrum-Roentgen-Gamma” (SRG), który ma zostać wystrzelony w 2016 roku. Wykona on kilka przeglądów nieba w paśmie rentgenowskim, co pozwoli nam odkryć od 50 do 100 tysięcy gromad galaktyk, a także wiele innych obiektów astronomicznych. Obserwacje rentgenowskie będą uzupełniane przez duże przeglądy spektroskopowe i obrazowe. Analizy światła optycznego emitowanego przez 100-1000 galaktyk, które są ich gospodarzami, uzupełnią te badania o ocenę odległości obiektów i epoki, w której są obserwowane. Wykorzystamy tę dużą próbkę gromad do wytworzenia ścisłych ograniczeń na kosmologiczne własności Wszechświata.
Astrofizyka gromad galaktyk
Filamenty rozebranego gazu w gromadzie Coma widziane w promieniowaniu X (różowy) (Sanders et al. 2013). 
Wiele procesów fizycznych jest ważnych w gromadach galaktyk. Uważa się, że fizyka ciemnej materii jest dobrze poznana, mimo że ciemnej materii nie można bezpośrednio zobaczyć. Fizyka gazu i plazmy w gromadach jest jednak słabo poznana. Na przykład, w centrum gromad często znajduje się aktywna supermasywna czarna dziura lub aktywne jądro galaktyki (AGN). Uważa się, że AGN-y te są odpowiedzialne za zapobieganie gwałtownemu ochłodzeniu ICM w centrum gromady. Proces akrecji materii przez czarną dziurę prowadzi do powstania wysokoenergetycznych strumieni materii, które są wyrzucane do ICM, nadmuchując gigantyczne pęcherze materii i ogrzewając otaczający gaz. Nazywa się to sprzężeniem zwrotnym AGN, ale wiele z zachodzących procesów nie jest jeszcze poznanych. Ponadto uważa się, że ICM jest turbulentny. Jak duża jest ta turbulencja i jaki ma wpływ na gromadę, jest słabo poznane. Inną interesującą fizyką do zbadania jest wzbogacanie ICM w „metale” (ciężkie pierwiastki, takie jak tlen, żelazo czy krzem) produkowane przez gwiazdy. Gromada działa jak zbiornik metali produkowanych przez gwiazdy w ciągu swojego życia.
Badanie astrofizyki gromad jest ważne nie tylko samo w sobie. Procesy fizyczne, które obserwujemy w gromadach wpływają również na ich zdolność do wykorzystania jako sond kosmologicznych. Sprzężenie zwrotne AGN, na przykład, wpływa na ogólną temperaturę ICM i jasność promieniowania rentgenowskiego gromady, dwie główne metody pomiaru masy gromady. Fizyka gromady może również wpływać na naszą zdolność do znajdowania gromad.