Voir la source de Brillance de surface en rayons X

La '''brillance de surface en rayons X''' correspond à la [[densité de flux]] par [[unité d'angle solide]] de [[rayons X]] reçue. Comme l'émission de rayons X est un évènement discret, ce type de [[brillance de surface]] est souvent compté en coups par [[Seconde (temps)|seconde]] et par [[seconde d'arc|arcseconde]] au carré ({{nobr|cp/s/as{{2}}}}).

Dans les [[amas de galaxies]], la brillance [[bolométrique]] due au ''[[Bremsstrahlung]]'' ainsi qu'aux [[raie spectrale|raies d'émission]] en X des éléments lourds par le [[milieu intra-amas]] est
:<math> S_X = \frac{1}{4 \pi (1 + z)^{{4}}}\; \int {\rm d} l \; \Lambda (T_e, Z) \; n_H \; n_e</math>,
où <math>n_e</math> et <math>n_H</math> sont respectivement les [[densité en nombre|densités en nombre]] en [[électron|électrons]] et en [[hydrogène]], ''z'' le [[décalage vers le rouge cosmologique]], <math>\Lambda (T_e, Z)</math> la [[fonction de refroidissement]] en X, à température des électrons <math>T_e</math> et métallicité ''Z''. L'intégrale <math>\int {\rm d} l</math> décrit une intégration sur la ligne de visée<ref>{{article|lang=en|url texte=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0370157398000805?via%3Dihub|titre=The Sunyaev–Zel’dovich effect|auteur=Birkinshaw, M.|périodique=Physics Reports|volume=310|numéro=1|page=97-195|année=1999|résumé=https://arxiv.org/abs/astro-ph/9808050}}</ref>.

Pour obtenir la brillance dans une bande de [[longueur d'onde]], il suffit de diviser par <math>(1+z)</math>.

== Références ==
{{Références}}

== Voir aussi ==
=== Articles connexes ===
* [[Rayons X]]
* [[Astronomie en rayons X]]
* [[Télescope à rayons X]]
* [[Brillance de surface]]
* [[Milieu intra-amas]]

{{Portail|astronomie}}

[[Catégorie:Astronomie en rayons X]]