X線の発生
X線の発生メカニズムには、荷電粒子の加速、原子のエネルギー準位間の遷移、一部の原子核の放射性崩壊がよく知られています。
古典電磁気学の理論では、加速された電荷は電磁波を放出します。 X線の最も一般的な発生源であるX線管では、高エネルギーの電子ビームが固体標的に衝突する。 ビーム中の高速で移動する電子は、標的原子の電子や原子核と相互作用し、偏向と減速を繰り返す。 このとき、ビーム電子は制動放射（X線領域に強度のピークを持つ連続的な電磁波）を放出する。 X線管で放射されるエネルギーのほとんどは、この連続スペクトルに含まれている。 X線の連続スペクトルの発生源としては、シンクロトロン粒子加速器や蓄積リングの方がはるかに強力（かつ大規模）である。 シンクロトロンでは、荷電粒子（通常は電子または陽電子）を非常に高いエネルギー（通常は数十億電子ボルト）まで加速し、強力な磁石で閉じた軌道に閉じ込める。 荷電粒子は磁場によって偏向され（つまり進行方向が変わることで加速され）、いわゆる放射光を発する。この放射光の強度と周波数分布は、磁場の強さと周回する粒子のエネルギーによって決まる。
X線管では、減速する電子から放射される連続スペクトルに加えて、対象物質の特性に応じた個別のX線輝線スペクトルが存在します。 この「特性線」は、高速で運動する電子と対象原子が衝突して励起されたものである。 多くの場合、衝突によってまず内殻に強く結合していた電子が原子から飛び出し、次に外殻に緩く結合していた電子が内殻に落ちて空孔を埋める。 このとき、内殻と外殻の空孔の差に等しいエネルギーをもつ1個の光子が原子から放出される。 このエネルギー差は、通常、X線領域の光子の波長に相当する。 また、一次X線ビームを照射することで、ターゲット物質から特性X線が発生することもある。
1913年、イギリスの物理学者ヘンリー・モーズリーは、標的からのX線放射線の波長と標的元素の原子番号の間に、波長が原子番号の二乗に反比例する単純な関係を発見した。 この関係は「モーズレーの法則」と呼ばれ、原子物理学の初期に原子番号を決定する決定的な手段となった。 また、蛍光X線分析法では、試料を励起して得られるX線の波長を記録し、物質の構成元素の同定に利用されている
X線の放射は、核変換の副産物として生じることもある。 電子捕獲では、内殻の原子電子が原子核に捕獲され、陽子が中性子に変換され、原子番号が1つ下がります（放射能：放射能の種類を参照）。 その後、空いた内殻軌道を外殻電子が素早く埋め、特徴的なX線光子を発生させる。 また、励起された原子核が低いエネルギーに緩和されることによっても、X線が放出されることがあります。 しかし、この種の核変化で放出される光子は、X線よりもさらに高いエネルギーであり、電磁スペクトルのガンマ線領域に属します。 X線は太陽の高温のコロナ（外層大気）や天の川銀河にある他の星のコロナからも放射されています。 連星系の多くは大量のX線を放射しており、最も強い連星系ではX線領域だけで太陽の1,000倍以上のエネルギーが放出されている。 超新星残骸も強力なX線源であり、高エネルギー荷電粒子が強磁場中を周回して発生する放射光や、1000万ケルビン級の超高温ガスからの原子放射に関連している場合もある。 活動銀河、クエーサー、銀河団などの強力な銀河系外X線源は、現在、科学的に厳しく調査されているが、X線発生の正確なメカニズムが不明な場合もある。 地球大気はX線を強く吸収してしまうため、X線領域の天体観測は軌道上の衛星から行う必要がある。 1999年に打ち上げられたチャンドラX線天文台は、X線天文学の観測能力を大きく向上させた（望遠鏡：X線望遠鏡の項を参照）
。