Röntgensäteiden tuottaminen
Röntgensäteiden tuottamiseen on kolme yleistä mekanismia: varattujen hiukkasten kiihtyvyys, atomien siirtymät erillisten energiatasojen välillä ja joidenkin atomiytimien radioaktiivinen hajoaminen. Kukin mekanismi johtaa röntgensäteilyn tyypilliseen spektriin.
Klassisen sähkömagnetismin teoriassa kiihtyvät sähkövaraukset säteilevät sähkömagneettisia aaltoja. Yleisimmässä maanpäällisessä röntgensäteilyn lähteessä, röntgenputkessa, suurienergisten elektronien säde osuu kiinteään kohteeseen. Kun säteen nopeasti liikkuvat elektronit ovat vuorovaikutuksessa kohdeatomien elektronien ja ytimien kanssa, ne poikkeutuvat ja hidastuvat toistuvasti. Tämän äkillisen hidastumisen aikana säteen elektronit säteilevät jarrutussäteilyä, joka on jatkuva sähkömagneettisen säteilyn spektri, jonka intensiteettihuippu on röntgensäteilyn alueella. Suurin osa röntgenputken säteilemästä energiasta sisältyy tähän jatkuvaan spektriin. Paljon tehokkaampia (ja paljon suurempia) jatkuvan röntgensäteilyn lähteitä ovat synkrotronihiukkaskiihdyttimet ja varastorenkaat. Synkrotronissa varatut hiukkaset (yleensä elektronit tai positronit) kiihdytetään hyvin suuriin energioihin (tyypillisesti miljardeihin elektronivoltteihin), minkä jälkeen ne rajoitetaan suljetulle radalle voimakkaiden magneettien avulla. Kun varatut hiukkaset poikkeutuvat magneettikenttien vaikutuksesta (ja kiihtyvät siten liikesuunnan muutoksen kautta), ne lähettävät niin sanottua synkrotronisäteilyä – jatkumoa, jonka voimakkuus ja taajuusjakauma määräytyvät magneettikenttien voimakkuuden ja kiertävien hiukkasten energian mukaan. Erityisesti suunniteltuja synkrotronivalonlähteitä käytetään maailmanlaajuisesti materiaalien röntgentutkimuksiin.
Röntgenputkessa on hidastuvien elektronien lähettämän jatkuvan säteilyn spektrin lisäksi myös kohdemateriaalille ominainen diskreettien röntgensäteilyn emissiolinjojen spektri. Tämä ”ominaissäteily” on seurausta kohdeatomien heräämisestä törmäyksissä nopeasti liikkuvien elektronien kanssa. Tavallisimmin törmäys saa ensin aikaan sen, että tiukasti sidottu sisäkuorielektroni poistuu atomista; löyhästi sidottu ulkokuorielektroni putoaa sitten sisäkuoreen täyttämään tyhjää tilaa. Tässä prosessissa atomi emittoi yhden fotonin, jonka energia on yhtä suuri kuin sisäkuoren ja ulkokuoren tyhjätilojen erotus. Tämä energiaero vastaa yleensä fotonin aallonpituutta röntgensäteilyn spektrin alueella. Kohdemateriaalista voidaan tuottaa myös tyypillistä röntgensäteilyä, kun se altistetaan primaariselle röntgensäteelle. Tällöin primaariset röntgenfotonit käynnistävät elektronien siirtymäsarjan, joka johtaa sekundaaristen röntgenfotonien emissioon.
Englantilainen fyysikko Henry Moseley havaitsi vuonna 1913 yksinkertaisen suhteen kohteen röntgensäteilyn emissioviivojen aallonpituuksien ja kohteen alkuaineen järjestysluvun välillä – aallonpituudet ovat kääntäen verrannollisia järjestysluvun neliöön. Tämä Moseleyn lakina tunnettu suhde osoittautui ratkaisevaksi välineeksi atomilukujen määrittämisessä atomifysiikan alkuaikoina. Röntgenfluoresenssitekniikoita, joissa tyypillisten röntgensäteiden aallonpituudet rekisteröidään kohteen herättämisen jälkeen, käytetään nykyään yleisesti materiaalien alkuaineiden tunnistamiseen.
Röntgensäteilyn emissio on joskus ydintransformaation sivutuote. Elektroninsieppausprosessissa atomin sisäkuoren elektroni vangitaan atomin ytimeen, mikä käynnistää ydinprotonin muuttumisen neutroniksi ja alentaa atomilukua yhdellä yksiköllä (ks. radioaktiivisuus: Radioaktiivisuustyypit). Tyhjäksi jäänyt sisäkuoren rata täytetään sitten nopeasti ulkokuoren elektronilla, jolloin syntyy tyypillinen röntgenfotoni. Myös kiihdytetyn ytimen relaksaatio matalamman energian tilaan johtaa joskus röntgenfotonin emissioon. Useimmissa tämäntyyppisissä ytimen siirtymissä emittoituvat fotonit ovat kuitenkin vielä röntgensäteilyä korkeamman energian omaavia – ne kuuluvat sähkömagneettisen spektrin gammasäteilyn alueelle.
Viimeisten 50 vuoden aikana on löydetty monia röntgensäteilyn tähtitieteellisiä lähteitä, jotka yhdessä muodostavat rikkaan tietolähteen maailmankaikkeudesta (ks. kohta Röntgenlähteet). Röntgensäteilyä lähtee Auringon kuumasta koronasta (ulkoilmakehästä) ja muiden Linnunradan galaksin tavallisten tähtien koronoista. Monet kaksoistähtijärjestelmät säteilevät runsaasti röntgensäteilyä; voimakkaimmat tällaiset lähteet tuottavat pelkästään röntgensäteilyalueella yli 1 000 kertaa enemmän energiaa kuin Aurinko. Supernovan jäänteet ovat myös voimakkaita röntgensäteilyn lähteitä, joihin liittyy toisinaan synkrotronisäteilyä, jota tuottavat voimakkaissa magneettikentissä kiertävät korkeaenergiset varatut hiukkaset, ja toisinaan äärimmäisen kuumien kaasujen (noin 10 miljoonaa kelviniä) atomisäteilyä. Tehokkaat ekstragalaktiset röntgensäteilyn lähteet, kuten aktiiviset galaksit, kvasaarit ja galaktiset klusterit, ovat tällä hetkellä voimakkaan tieteellisen tutkimuksen kohteena; joissakin tapauksissa röntgensäteilyn tarkat tuotantomekanismit ovat vielä epävarmoja tai tuntemattomia. Koska Maan ilmakehä absorboi voimakkaasti röntgensäteilyä, röntgensäteilyä koskevat tähtitieteelliset havainnot on tehtävä kiertävistä satelliiteista käsin. Chandran röntgensäteilyobservatorion laukaisu vuonna 1999 edisti huomattavasti röntgentähtitieteen havaintomahdollisuuksia (ks. teleskooppi: röntgenteleskoopit).