Produkcja promieniowania rentgenowskiego
Wyróżnia się trzy powszechne mechanizmy produkcji promieniowania rentgenowskiego: przyspieszenie cząstki naładowanej, przejścia atomowe pomiędzy dyskretnymi poziomami energetycznymi oraz rozpad promieniotwórczy niektórych jąder atomowych. Każdy z mechanizmów prowadzi do powstania charakterystycznego widma promieniowania rentgenowskiego.
W teorii klasycznego elektromagnetyzmu, przyspieszające ładunki elektryczne emitują fale elektromagnetyczne. W najbardziej powszechnym naziemnym źródle promieniowania rentgenowskiego, lampie rentgenowskiej, wiązka wysokoenergetycznych elektronów uderza w stały cel. Ponieważ szybko poruszające się elektrony w wiązce oddziałują z elektronami i jądrami atomów tarczy, są one wielokrotnie odchylane i spowalniane. Podczas tego gwałtownego spowolnienia elektrony wiązki emitują bremsstrahlung (z niemieckiego: „promieniowanie hamowania”) – ciągłe widmo promieniowania elektromagnetycznego o szczytowej intensywności w obszarze promieniowania rentgenowskiego. Większość energii wypromieniowywanej w lampie rentgenowskiej jest zawarta w tym ciągłym widmie. Znacznie potężniejszymi (i znacznie większymi) źródłami ciągłego promieniowania rentgenowskiego są synchrotronowe akceleratory cząstek i pierścienie magazynujące. W synchrotronie naładowane cząstki (zwykle elektrony lub pozytony) są przyspieszane do bardzo wysokich energii (zwykle miliardów elektronowoltów), a następnie zamykane na zamkniętej orbicie przez silne magnesy. Kiedy naładowane cząstki są odchylane przez pola magnetyczne (a więc przyspieszane poprzez zmianę kierunku ich ruchu), emitują tzw. promieniowanie synchrotronowe – kontinuum, którego natężenie i rozkład częstotliwości zależą od siły pól magnetycznych i energii krążących cząstek. Specjalnie zaprojektowane synchrotronowe źródła światła są wykorzystywane na całym świecie do badań rentgenowskich materiałów.
W lampie rentgenowskiej, oprócz ciągłego widma promieniowania emitowanego przez spowalniające elektrony, występuje również widmo dyskretnych linii emisyjnych promieniowania rentgenowskiego, charakterystyczne dla materiału docelowego. To „promieniowanie charakterystyczne” jest wynikiem wzbudzenia atomów tarczy w wyniku zderzeń z szybko poruszającymi się elektronami. Najczęściej zderzenie powoduje najpierw wyrzucenie ciasno związanego elektronu z wewnętrznej powłoki atomu; luźno związany elektron z zewnętrznej powłoki wpada następnie do wewnętrznej powłoki, aby wypełnić wolne miejsce. W procesie tym atom emituje pojedynczy foton o energii równej różnicy pomiędzy stanami wakansu w powłoce wewnętrznej i zewnętrznej. Ta różnica energii odpowiada zwykle długości fali fotonu w zakresie rentgenowskim widma. Charakterystyczne promieniowanie rentgenowskie może być również wytwarzane z materiału docelowego, gdy jest on wystawiony na działanie wiązki pierwotnego promieniowania rentgenowskiego. W tym przypadku fotony pierwotnego promieniowania rentgenowskiego inicjują sekwencję przemian elektronowych, które prowadzą do emisji wtórnych fotonów rentgenowskich.
W 1913 roku angielski fizyk Henry Moseley odkrył prostą zależność pomiędzy długością fali linii emisji promieniowania rentgenowskiego z tarczy a liczbą atomową pierwiastka tarczy – długość fali jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu liczby atomowej. Znana jako prawo Moseley’a, zależność ta okazała się być ostatecznym narzędziem w określaniu liczby atomowej we wczesnym okresie fizyki atomowej. Techniki fluorescencji rentgenowskiej, w których długość fali charakterystycznego promieniowania rentgenowskiego jest rejestrowana po wzbudzeniu celu, są obecnie powszechnie stosowane do identyfikacji pierwiastków składowych materiałów.
Emisja promieniowania rentgenowskiego jest czasami produktem ubocznym przemiany jądrowej. W procesie wychwytu elektronu, elektron atomowy z wewnętrznej powłoki jest wychwytywany przez jądro atomowe, inicjując przemianę protonu w neutron i obniżając liczbę atomową o jedną jednostkę (patrz radioaktywność: Rodzaje radioaktywności). Zwolniony orbital wewnątrzpowłokowy jest następnie szybko zapełniany przez elektron zewnątrzpowłokowy, dając charakterystyczny foton rentgenowski. Relaksacja wzbudzonego jądra do stanu o niższej energii również czasami prowadzi do emisji fotonu rentgenowskiego. Jednak fotony emitowane w większości tego typu przejść jądrowych mają jeszcze wyższą energię niż promieniowanie rentgenowskie – należą do zakresu promieniowania gamma widma elektromagnetycznego.
W ciągu ostatnich 50 lat odkryto wiele astronomicznych źródeł promieniowania rentgenowskiego; łącznie stanowią one bogate źródło informacji o Wszechświecie (patrz Źródła promieniowania rentgenowskiego). Promieniowanie rentgenowskie jest emitowane przez gorącą koronę (zewnętrzną atmosferę) Słońca oraz przez korony innych zwykłych gwiazd w Galaktyce Drogi Mlecznej. Wiele układów podwójnych gwiazd emituje duże ilości promieniowania rentgenowskiego; najsilniejsze z nich wytwarzają, w samym tylko obszarze rentgenowskim, energię ponad 1000 razy większą niż Słońce. Pozostałości po supernowych są również silnymi źródłami promieniowania rentgenowskiego, które czasami związane jest z promieniowaniem synchrotronowym wytwarzanym przez wysokoenergetyczne cząstki naładowane krążące w intensywnych polach magnetycznych, a czasami z emisją atomową z ekstremalnie gorących gazów (rzędu 10 milionów kelwinów). Potężne pozagalaktyczne źródła promieniowania rentgenowskiego, w tym galaktyki aktywne, kwazary i gromady galaktyk, są obecnie przedmiotem intensywnych badań naukowych; w niektórych przypadkach dokładne mechanizmy produkcji promieniowania rentgenowskiego są nadal niepewne lub nieznane. Ponieważ atmosfera ziemska silnie pochłania promieniowanie rentgenowskie, obserwacje astronomiczne w tym zakresie muszą być prowadzone z orbitujących satelitów. Uruchomienie Chandra X-Ray Observatory w 1999 roku znacznie zwiększyło możliwości obserwacyjne astronomii rentgenowskiej (patrz teleskop: Teleskopy rentgenowskie).