vignette|400x400px|Les rayons X débutent à ~ et s'étendent à travers le spectre électromagnétique jusqu'à ~ , plage sur laquelle l'atmosphère terrestre est opaque. Les sources astrophysiques de rayons X sont des objets célestes présentant des propriétés physiques qui donnent lieu à l'émission de rayons X.
Certains types d'objets célestes émettent des rayons X, comme les amas de galaxies, les trous noirs contenus dans les noyaux galactiques actifs et d'autres objets galactiques tels les rémanents de supernova, les étoiles, les étoiles binaires contenant une naine blanche, les étoiles à neutrons ou les binaires X. Certains corps du Système solaire en émettent également, le plus notable étant la Lune, bien que la majorité de sa luminosité en rayons X soit due à la réflexion du rayonnement solaire sa surface.
Les processus physiques à l'origine d'une émission continue de rayons X sont le , le rayonnement du corps noir, le rayonnement synchrotron, la diffusion Compton inverse, les collisions de protons rapides avec des électrons atomiques, et la recombinaison atomique avec ou sans transitions électroniques supplémentaires..
En outre, les entités célestes dans l'espace sont appelées « sources de rayons X célestes ». L'origine de toute source de rayons X observée est associée à un nuage coronal.
Amas de galaxies vignette|300x300px|Photo de rayons X prise par le Chandra X-ray Observatory de rayons X de l'amas de la Balle. Le temps d'exposition était de . L'échelle est indiquée en méga parsecs. Le redshift (z) = 0,3, signifie que sa lumière a des longueurs d'onde tendues par un facteur de 1,3. Les amas de galaxies sont formés par la fusion des unités plus petites de la matière, tels que les groupes de galaxies ou galaxies individuelles. Le composant (qui contient galaxies, gaz et matière noire) gagne de l'énergie cinétique quand la gravitation du puits de potentiel de l'amas agit sur lui. Le gaz attiré entre en collision avec le gaz déjà présent dans l'amas et la température du choc est située entre et selon la taille de l'amas. Ce gaz très chaud émet des rayons X par émission de thermique, et l'émission de raie de métaux (en astronomie, « métaux » désigne tous les éléments sauf l'hydrogène et l'hélium). Les galaxies et la matière noire sont non-collisionnelles et deviennent rapidement virielles, en orbite autour de l'amas du puits de potentiel.
Avec une signification statistique de 8σ, il a été constaté que le décalage du centre de masse du centre des pics de masse baryoniques spatiale ne peut pas être expliquée par une modification de la loi de force gravitationnelle.
Quasars haut|vignette|200x200px|Une vision de 4C 71.07 à partir d'observations de la Burst and Transient Source Experiment. Cela a permis de convaincre les scientifiques qu'ils étudiaient les données de quasar et non pas d'une autre source provenant des alentours. haut|vignette|207x207px|En lumière visible, 4C 71.07 est moins impressionnant, comme une tache lointaine de lumière. 4C 71.07 a un redshift de z = 2,17. Un quasar est une galaxie très énergétique et lointaine comprenant un noyau galactique actif. QSO 0836+7107 est un Objet Quasi-Stellaire (QSO en anglais) qui émet de grandes quantités d'énergie radio. Cette émission de radio est causée par des électrons spiralant (donc accélérés) le long des champs magnétiques et produisant une radiation de cyclotron ou de synchrotron. Ces électrons peuvent également interagir avec la lumière visible émise par le disque autour du noyau galactique actif ou du trou noir en son centre. Ces photons accélèrent les électrons, qui émettent alors un rayonnement gamma et X grâce à la diffusion Compton et Compton inverse.
À bord du Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO), l'instrument (BATSE) détecte dans une gamme de 20 keV à 8 MeV. QSO 0836+7107 ou 4C 71.07 a été détectée par BATSE comme une source de rayons gamma mous et de rayons X durs. QSO 0836+7107 est l'objet le plus éloigné observé dans la catégorie des émetteurs de rayons gamma mous. Il a aussi été observé par le télescope Energetic Gamma Ray Experiment (EGRET), également à bord du Compton Gamma Ray Observatory.
Galaxies de Seyfert Les galaxies de Seyfert sont une classe de galaxies avec des noyaux qui produisent une émission de raie spectrale de gaz hautement ionisé.. Ils sont une sous-classe des noyaux actifs de galaxies, et sont pensés pour contenir des trous noirs supermassifs.
Sources X ultralumineuses Les sources X ultralumineuses (ULXs) sont ponctuelles, les sources de rayons X avec une luminosité non-nucléaires supérieures à la limite d'Eddington de pour un trou noir de 20 M. Beaucoup d'ULXs montrent une forte variabilité et peuvent être des trous noirs binaires. Pour être dans la classe de trous noirs à masse intermédiaires (IMBHs), leurs luminosités, les émissions de disques thermiques, leurs temps de variation, permettent de suggérer son appartenance aux IMBHs. Cependant, lorsque l'émission dépasse la limite d'Eddington, l'ULX peut être un trou noir de masse stellaire. La galaxie spirale NGC 1313 possède deux ULXs compacts, X-1 et X-2. Pour X-1, la luminosité des rayons X s’accroît jusqu'à un maximum de , dépassant ainsi la limite d'Eddington. Alors que X-2 a un comportement inverse.
Trous noirs vignette|300x300px|Image Chandra de Cygnus X-1, qui a été le premier candidat au trou noir à être découvert. Les trous noirs émettent un rayonnement. La matière attirée a un moment angulaire, ce qui signifie que la matière ne peut pas tomber directement, mais tourne autour du trou noir. Ce composant forme souvent un disque d'accrétion. Des disques d'accrétion lumineuse similaires peuvent également se former autour des naines blanches et des étoiles à neutrons. Dans le cas d'une étoile à neutrons, la vitesse d'attraction peut être une fraction importante de la vitesse de la lumière.
Rémanent de supernova vignette|300x300px|La supernova 2005ke, qui a été détectée en 2005, est une supernova thermonucléaire, une importante explosion "de bougie standard" utilisé par les astronomes pour mesurer les distances dans l'univers. On voit ici l'explosion des longueurs d'onde optique, ultraviolets et de rayons X. Ceci est la première image aux rayons X d'une supernova thermonucléaire, et avance une preuve selon laquelle les supernovas thermonucléaires sont l'explosion d'une naine blanche en orbite autour d'une géante rouge. vignette|300x300px|Image aux rayons X des rémanents de la SN 1572 thermonucléaire observés par le télescope spatial Chandra. Une supernova thermonucléaire (ST) est une explosion d'une naine blanche en orbite autour, soit une autre naine blanche, soit d'une géante rouge. La naine blanche dense peut accumuler des gaz donnés provenant de l'autre corps céleste. Lorsque la naine atteint la masse critique de 1,4 M, une explosion thermonucléaire s'ensuit. Comme chaque ST brille avec une luminosité connue, elles sont appelées « chandelles standard » et sont utilisées par les astronomes pour mesurer les distances dans l'univers.
SN 2005ke est la première supernova thermonucléaire détectée dans des longueurs d'onde de rayons X, et il est beaucoup plus lumineux dans l'ultraviolet que prévu.
Émission de rayons X des étoiles Dans certaines étoiles à neutrons ou des systèmes de naines blanches, le champ magnétique de l'étoile est suffisant pour empêcher la formation d'un disque d'accrétion. Le composant du disque devient très chaud à cause du frottement, et émet des rayons X. Le composant du disque perd alors lentement son moment angulaire et retombe sur l'étoile compacte. Dans les étoiles à neutrons et les naines blanches, les rayons X supplémentaires sont générés lorsque le matériau atteint leurs surfaces. L'émission de rayons X des trous noirs est variable, leur luminosité variant sur des durées très courtes. La variation de la luminosité peut fournir des informations sur la taille du trou noir.
Vela X-1 Vela X-1 est une pulsation, éclipsant les systèmes binaire X de forte masse (BXFM), associé à la source Uhuru 4U 0900-40 et l'étoile supergéante HD 77581. L'émission de rayons X de l'étoile à neutrons est provoquée par la capture et l'accrétion de la matière à partir du vent stellaire de la seconde supergéante. Vela X-1 est la BXFM détachée prototypique.
Hercules X-1 vignette|300x300px|Cette courbe de lumière de Her X-1 montre la variabilité à long et à moyen terme. Chaque paire de lignes verticales délimite l'éclipse de l'objet compact derrière le second. Dans ce cas, le second objet est une étoile de 2 masses solaires avec un rayon de près de 4 fois celle de notre Soleil. Cette éclipse nous montre la période orbitale du système, étant de 1,7 jour. Une binaire X de masse intermédiaire est un système d'étoiles binaire où l'un des composants est une étoile à neutrons, ou un trou noir. L'autre composant est une étoile de masse intermédiaire.
Hercules X-1 est composé d'une étoile à neutrons accrétant la matière d'une étoile normale, probablement dû au lobe de Roche débordant. X-1 est le prototype pour les binaires X massives, bien qu'il soit sur la frontière, ~2 M, situé entre binaires X de haute et de faible masse.
Scorpius X-1 La première source de rayons X extrasolaire a été découverte le . Cette source est appelée Scorpius X-1, la première source de rayons X a été trouvée dans la constellation du Scorpion, située dans la direction du centre de la Voie Lactée. Scorpius X-1 est situé à 9000 al de la Terre, et est après le Soleil la plus forte source de rayons X dans le ciel à des énergies inférieures à 20 keV. Sa productivité de rayons X est de , environ la luminosité totale du Soleil. Scorpius X-1 est lui-même une étoile à neutrons. Ce système est considéré comme un binaire X de faible masse ; l'étoile à neutrons est d'environ 1,4 masse solaire, tandis que l'étoile donatrice est seulement de 0,42 masse solaire.
Soleil vignette|300x300px|La couronne du Soleil comme on le voit dans la partie des rayons X du spectre électromagnétique, le par le télescope à rayons X à bord du vaisseau spatial et de l'observatoire solaire Yohkoh. À la fin des années 1930, la présence d'un gaz très chaud entourant le Soleil a permis de déduire indirectement des lignes coronales optiques hautement ionisées. Durant les observations radio au milieu des années 1940, une couronne de radio autour du Soleil a été révélée. Après la détection de photons de rayons X du soleil au cours d'un vol de fusée, T. Burnight a écrit : «le Soleil est supposé être la source de ce rayonnement, bien que le rayonnement de longueur d'onde plus courte que 4 Å ne serait pas attendu des estimations théoriques de rayonnement de corps noir de la couronne solaire". Et, bien sûr, les gens ont vu la couronne solaire à la lumière visible diffusée pendant les éclipses solaires.
Alors que les étoiles à neutrons et les trous noirs sont les sources ponctuelles de rayons X, toutes les étoiles de la séquence principale sont susceptibles d'avoir assez de coronae chaud pour émettre des rayons X. Les étoiles de types A ou F présentent de plus minces zones de convection et ainsi produisent de faible activité coronale.
Les variations similaires du cycle solaire sont observées dans le flux des rayonnements de rayons solaires X et UV ou EUV. La rotation est l'un des principaux déterminants de l'effet dynamo, mais ce point n'a pas pu être mise en évidence par l'observation du Soleil : l'activité magnétique du Soleil est fortement modulée (en raison du cycle magnétique de ), mais cet effet n'est pas directement dépendant de la période de rotation.
Les éruptions solaires suivent habituellement le cycle solaire. CORONAS-F a été lancé le pour coïncider avec le maximum du cycle solaire. L'éruption solaire du a un degré significatif de polarisation linéaire (> 70 % dans les canaux E2 = 40-60 keV et E3 = 60-100 keV, mais seulement environ 50 % dans E1 = 20-40 keV) des rayons X durs, mais d'autres observations ont généralement fixé des limites supérieures.