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 et par arcseconde au carré (Modèle:Nobr).

Dans les amas de galaxies, la brillance bolométrique due au Bremsstrahlung ainsi qu'aux raies d'émission en X des éléments lourds par le milieu intra-amas est

$S_X=\frac{1}{4\pi (1+z{)}^4}\int \mathrm{d}l\mathrm{\Lambda }(T_e,Z)n_H{n}_e$,

où $n_e$ et $n_H$ sont respectivement les densités en nombre en électrons et en hydrogène, z le décalage vers le rouge cosmologique, $\mathrm{\Lambda }(T_e,Z)$ la fonction de refroidissement en X, à température des électrons $T_e$ et métallicité Z. L'intégrale $\int \mathrm{d}l$ décrit une intégration sur la ligne de visée.

Pour obtenir la brillance dans une bande de longueur d'onde, il suffit de diviser par $(1+z)$.

Voir aussi

Articles connexes

• Rayons X
• Astronomie en rayons X
• Télescope à rayons X
• Brillance de surface
• Milieu intra-amas