Propriétés physiques du gaz émetteur X

L'émission X du gaz présent dans les amas de galaxies est interprétée comme l'émission thermique d'un gaz très chaud et très peu dense.

Le gaz des amas est majoritairement constitué d'hydrogène. Du fait de la haute température de ce gaz, les atomes d'hydrogène vont être ionisés en protons et électrons. Lorsqu'un électron passe au voisinage d'un proton il va subir une force électrique qui va le ralentir, et l'énergie perdue va alors se transformer en un photon X. C'est ce que l'on appelle le rayonnement de freinage ("bremsstrahlung" en Allemand).

La quantité d'énergie rayonnée en X (ou émissivité) due à ce mécanisme à la fréquence ν est de la forme :

où n est la densité électronique du gaz et T sa température.

Le gaz émetteur X a une température très élevée : quelques dizaines à quelques centaines de millions de degrés. En revanche, sa densité est très faible, de l'ordre de 10^-2 particules cm^-3. Si l'on compare cette densité à celle de l'atmosphère terrestre au niveau de la mer, on trouve qu'elle est environ 10¹⁷ fois plus faible! Du fait que la densité du gaz décroît radialement à partir du centre des amas, l'émissivité en X décroît donc fortement du centre vers la périphérie des amas. En revanche, la dépendance de l'émissivité avec la température est relativement faible, et on a longtemps considéré les amas comme isothermes (c'est à dire ayant la même température partout). On sait maintenant qu'il n'en est rien, et que la température peut varier d'un facteur 2 ou 3 à l'intérieur d'un même amas.