Equipa da JAXA obtém imagens diretas de raios gama do centro galáctico com câmara de rastreio de eletrões

Um voo de balão revela um sinal de 7,9 sigma

Um telescópio transportado a grande altitude sobre a Austrália em 2018 obteve uma imagem direta da emissão de raios gama do centro da Via Láctea, detetando um sinal 7,9 desvios-padrão acima da radiação de fundo, na banda de energia entre 150 e 600 keV. O resultado demonstra um novo método de imagiologia numa gama de energia que há muito resiste à observação astronómica precisa.

A JAXA, a Universidade de Kitasato, o Instituto Nacional de Ciência e Tecnologia Industrial Avançada do Japão e a Universidade de Quioto anunciaram os resultados a 6 de outubro de 2026. O anúncio conjunto da investigação descreve o trabalho como a primeira utilização de imagiologia linear baseada nos princípios da ótica geométrica para obter um espetro preciso da emissão resultante da aniquilação de positrões no centro galáctico, a estas energias.

Esta distinção é importante. Não se trata da primeira deteção de raios gama ou de aniquilação de antimatéria naquela região. É uma demonstração de uma forma diferente de associar os raios gama recebidos a posições numa imagem, tornando as medições de brilho e energia menos dependentes de pressupostos sobre a disposição das fontes celestes.

A investigação produziu também uma estimativa da emissão associada ao positrónio aproximadamente duas vezes superior à medição anterior do INTEGRAL. No entanto, a incerteza é substancial e o artigo descreve as duas medições como estatisticamente compatíveis. O resultado não demonstra que o centro galáctico se tenha tornado mais brilhante nem que tenha sido detetada matéria escura.

A equipa inclui o professor Toru Tanimori, da Universidade de Kitasato e professor emérito da Universidade de Quioto; o investigador Tomonori Ikeda, do Instituto Nacional de Ciência e Tecnologia Industrial Avançada; o professor associado Atsushi Takada, da Universidade de Quioto; e o professor auxiliar Yoshitaka Mizumura, do Instituto de Ciência Espacial e Astronáutica da JAXA. A próxima experiência proposta pela equipa, SMILE-3, está a ser preparada como candidata a uma oportunidade de voo de balão da JAXA na Austrália, em 2028.

O que muda com esta câmara

O instrumento é uma câmara Compton de rastreio de eletrões, ou ETCC. Em vez de captar raios gama com uma lente ótica convencional, reconstrói as direções de chegada a partir das interações no interior dos seus detetores.

Quando um raio gama sofre dispersão Compton, transfere parte da sua energia para um eletrão e prossegue noutra direção. Uma câmara Compton convencional mede o fotão dispersado, mas não dispõe de uma medição suficientemente completa da direção do eletrão de recuo. Por isso, um evento individual aponta para um anel de possíveis posições no céu, em vez de indicar uma única direção localizada.

A ETCC regista o percurso do eletrão, bem como a energia e a posição do fotão dispersado. Em conjunto, estas medições permitem reconstruir a direção de chegada e atribuir uma posição localizada na imagem, dentro da incerteza angular do instrumento.

Isto permite a imagiologia linear. Em termos simples, a contribuição medida de uma fonte deve manter-se coerente quer seja observada isoladamente, quer em simultâneo com outras fontes. As imagens podem então sustentar medições quantitativas do brilho, sem depender sobretudo de uma reconstrução complexa de anéis sobrepostos.

A comparação com a astronomia ótica diz respeito a este princípio de imagiologia, não ao equipamento nem à nitidez da imagem resultante. A ETCC não foca raios gama através de uma lente de vidro, e a imagem do centro galáctico continua a ser ampla. O avanço consiste numa relação mais direta e mensurável entre os eventos detetados e as posições no céu.

Cinco horas virada para o centro galáctico

O balão SMILE-2+ foi lançado de Alice Springs, no centro da Austrália, a 7 de abril de 2018, às 06:24, hora padrão central da Austrália. O voo durou cerca de um dia, mas o período útil de observação do centro galáctico foi bastante mais curto.

De acordo com o manuscrito da investigação, o centro galáctico entrou no campo de visão selecionado por volta da 01:00 de 8 de abril e permaneceu observável durante aproximadamente cinco horas. As imagens utilizaram dados do período de altitude estável, quando o balão flutuava a cerca de 39,6 quilómetros.

O campo de visão do telescópio era de 3,1 esterradianos. Um esterradiano mede uma área angular, não uma superfície plana. Em comparação com os aproximadamente 12,6 esterradianos de todo o céu, o instrumento podia cobrir cerca de um quarto do céu de cada vez, embora a análise tenha restringido as direções observadas para limitar a contaminação atmosférica.

A cronologia distingue o voo original da análise científica posterior:

• 7 de abril de 2018: o SMILE-2+ foi lançado de Alice Springs.
• 8 de abril de 2018: o centro galáctico esteve observável durante aproximadamente cinco horas.
• 2022: a equipa publicou um relato inicial da deteção do centro galáctico no Astrophysical Journal.
• 11 de agosto de 2026: o novo estudo de imagiologia e espectroscopia foi publicado na Physical Review D.
• 6 de outubro de 2026: as quatro instituições japonesas anunciaram os resultados em conjunto.
• 2028: a JAXA prevê uma oportunidade de voo de balão na Austrália, à qual o SMILE-3 é candidato.

Uma deteção forte não é um mapa detalhado

O artigo da Physical Review D, publicado no volume 114, artigo 043026, indica um excesso de 7,9 sigma na imagem do centro galáctico. Sigma exprime a dimensão de um sinal em relação às flutuações estatísticas esperadas do fundo estimado.

Isso constitui uma forte evidência de emissão na imagem, de acordo com a análise utilizada. Por si só, não identifica os objetos que produzem a radiação nem determina se a emissão está concentrada numa fonte pequena ou dispersa por uma região extensa.

Os autores testaram três descrições da emissão: uma fonte única no centro galáctico, uma estrutura com vários componentes e uma distribuição simétrica e suave descrita por uma gaussiana bidimensional. A estrutura com vários componentes incluía uma protuberância estreita, uma protuberância ampla, um disco ténue e uma fonte central.

Ikeda e os restantes autores do artigo, os investigadores que realizaram o estudo, afirmam no resumo que as observações não permitiram distinguir de forma decisiva entre estas descrições:

Verificou-se que as três eram estatisticamente compatíveis com os dados.

O ajuste gaussiano produziu uma largura de 26 ± 12 graus, equivalente a uma largura total a meia altura de 61 ± 28 graus. Contudo, o teste estatístico não demonstrou que fosse necessária uma fonte extensa. Assim, a equipa detetou a região de forma fiável, mas não resolveu conclusivamente a sua estrutura física.

Porque é que um fluxo duas vezes superior não significa uma contradição

A estimativa associada ao positrónio foi de (3,2 ± 1,4) × 10 elevado a menos 2 fotões por centímetro quadrado por segundo. O positrónio é um sistema ligado temporário, formado por um eletrão e pela sua contraparte de antimatéria, um positrão. A sua aniquilação produz raios gama, incluindo um contínuo que contribui para a banda de energia observada.

O artigo compara essa estimativa com um valor do INTEGRAL de (1,4 ± 0,3) × 10 elevado a menos 2 fotões por centímetro quadrado por segundo. Dividindo os valores centrais, 3,2 por 1,4, obtém-se aproximadamente 2,3, o que sustenta a descrição do anúncio de um resultado cerca de duas vezes superior.

Os valores centrais diferem, mas a incerteza tem de continuar a fazer parte da comparação. Os autores descrevem as medições como compatíveis dentro de um sigma. O novo resultado deve, por isso, ser entendido como uma estimativa mais elevada que exige medições melhores, não como uma divergência confirmada em relação ao INTEGRAL.

O valor do positrónio também não foi obtido contando apenas fotões identificados de forma inequívoca como provenientes do positrónio. No modelo com vários componentes, o fluxo total medido entre 150 e 600 keV foi de (5,8 ± 1,2) × 10 elevado a menos 2 fotões por centímetro quadrado por segundo.

Os investigadores estimaram depois uma contribuição de dispersão inversa de Compton de (2,6 ± 0,7) × 10 elevado a menos 2, nas mesmas unidades, e subtraíram-na. A emissão de dispersão inversa de Compton ocorre quando eletrões energéticos transferem energia para fotões. A incerteza desta contribuição modelada entra na estimativa final do positrónio.

A imagiologia direta continua a exigir correções do fundo

As medições direcionais da câmara reduzem a ambiguidade, mas não eliminam todos os modelos ou correções. O manuscrito afirma explicitamente que o número limitado de eventos impediu uma reconstrução totalmente independente da distribuição da emissão difusa.

Os raios gama atmosféricos dominaram o fundo na gama de energia observada. Também contribuíram eventos de raios cósmicos e coincidências acidentais entre sinais não relacionados dos detetores. Mesmo à altitude de um balão, a radiação proveniente do espaço pode ser absorvida ou dispersada antes de chegar ao telescópio.

Os investigadores simularam estes efeitos atmosféricos e calibraram a normalização do fundo com dados de um período em que o centro galáctico estava fora do campo de visão. Estimaram também as contribuições de fontes brilhantes conhecidas, usando catálogos do Swift e do INTEGRAL.

Na banda entre 450 e 600 keV, cerca de 92% dos eventos detetados no intervalo de análise do centro galáctico foram atribuídos ao fundo. O artigo indica uma relação sinal-ruído de 8,8% para essa banda. Esta percentagem descreve a composição dos eventos selecionados, não a significância de 7,9 sigma da deteção na imagem.

As comparações com outros observatórios exigem cautela por outro motivo: nem todos medem a mesma região do céu nem subtraem as fontes da mesma forma. A análise da ETCC utilizou uma região central que se estende aproximadamente 33 graus para cada lado do centro galáctico, tanto em longitude como em latitude galácticas.

As análises do COSI e do INTEGRAL citadas utilizaram regiões diferentes. O artigo ajustou os valores de intensidade para ter em conta as diferentes áreas angulares, mas alerta que as comparações da emissão difusa continuam a ser aproximadas, pois também dependem da distribuição de radiação pressuposta.

Qual foi a nitidez da nova imagem?

A ETCC utilizou um detetor de gás com um volume ativo de 30 × 30 × 30 centímetros para registar os percursos dos eletrões, rodeado por 108 conjuntos de cintiladores para detetar os raios gama dispersados. Os investigadores utilizaram também uma rede neuronal convolucional para melhorar a reconstrução das direções dos eletrões de recuo.

A 511 keV, a energia característica da linha de aniquilação de eletrões e positrões, o raio de meia potência do instrumento era de 20 graus. Isto significa que metade dos eventos reconstruídos provenientes de uma fonte pontual fica dentro de um raio angular de 20 graus.

A resolução energética a 511 keV era de 14%, expressa como a largura total a meia altura da resposta do instrumento. Esta medida indica a dispersão, no espetro registado, dos eventos provenientes de uma única energia de fotão.

Estas especificações explicam por que razão a imagiologia direta e a identificação precisa de fontes são conquistas distintas. A câmara pode atribuir direções através de uma resposta de imagiologia definida, mas a sua resolução angular ampla não permite separar de forma fiável os objetos individuais concentrados na região do centro galáctico.

O instrumento é, por isso, uma demonstração de um método, não uma solução acabada para a estrutura da região. Um sinal mais forte, mais tempo de observação e um melhor desempenho ajudariam a determinar qual das descrições espaciais melhor corresponde ao céu.

A fonte de antimatéria continua por identificar

O centro galáctico é uma fonte proeminente da linha de aniquilação de 511 keV, mas a origem dos seus positrões continua incerta. O manuscrito da investigação refere que a distribuição observada não corresponde de forma clara a nenhuma população astrofísica conhecida e apresenta pouca correlação com emissões noutras bandas do espetro eletromagnético.

Entre as possíveis fontes convencionais discutidas no artigo estão núcleos radioativos produzidos por estrelas massivas e supernovas. Estrelas de neutrões e buracos negros são também candidatos, dado que as interações de fotões energéticos nas proximidades de objetos compactos podem criar eletrões e positrões.

Outras hipóteses incluem a aniquilação ou o decaimento de matéria escura e buracos negros primordiais de baixa massa. Os buracos negros primordiais ter-se-iam formado no Universo primordial, e não pelo colapso de estrelas. O mecanismo proposto de produção de positrões discutido no artigo é a radiação de Hawking.

Nenhuma destas explicações é demonstrada pela nova imagem. A distribuição espacial não resolvida, a incerteza no fluxo e a subtração modelada de outras emissões limitam as conclusões possíveis sobre a origem.

O avanço relevante é observacional: um instrumento capaz de medir a direção e a energia dos raios gama através de uma resposta linear cria uma nova forma de testar explicações concorrentes. Não transforma um sinal inexplicado em prova de física exótica.

O SMILE-3 visa a próxima medição

Takada está a liderar a preparação do SMILE-3, que utilizará uma ETCC com sensibilidade melhorada. O anúncio da JAXA descreve-o como uma experiência candidata à próxima oportunidade de voo de balão na Austrália, prevista para 2028. Não anuncia uma seleção concluída nem uma data de lançamento confirmada.

As simulações discutidas no material da investigação sugerem que as atualizações poderão elevar a relação sinal-ruído na banda entre 450 e 600 keV de 8,8% para cerca de 32%. Isso corresponderia a aproximadamente 3,6 vezes a relação atual, valor calculado a partir desses dois números, mas trata-se de uma projeção, não de um resultado de voo demonstrado.

As instituições apontam também as observações prolongadas com balões e possíveis observações por satélite como formas de desenvolver a técnica. Além do centro galáctico, os alvos propostos incluem remanescentes de supernovas, núcleos galácticos ativos e explosões de raios gama.

Estes alvos ligam o método de imagiologia a medições científicas específicas: a emissão radioativa pode revelar reações nucleares e a produção de elementos, enquanto outros sinais de raios gama podem ajudar a estudar a aceleração de partículas energéticas. A tarefa imediata, porém, é mais circunscrita: melhorar o instrumento e recolher dados suficientes para medir com maior precisão o brilho e a forma do centro galáctico.

Pontos principais

• O SMILE-2+ detetou emissão do centro galáctico entre 150 e 600 keV, com um excesso de 7,9 sigma na imagem.
• O resultado demonstra imagiologia linear com uma câmara Compton de rastreio de eletrões; não é a primeira descoberta de raios gama provenientes da região.
• A estimativa do fluxo associado ao positrónio foi cerca de 2,3 vezes superior ao valor central do INTEGRAL, mas o artigo descreve as medições como estatisticamente compatíveis.
• Três modelos espaciais diferentes ajustaram-se aos dados, pelo que a estrutura detalhada da emissão continua por resolver.
• As observações não demonstram que a matéria escura ou buracos negros primordiais sejam a fonte dos positrões.
• O SMILE-3 está a ser preparado como candidato à oportunidade de voo de balão na Austrália prevista pela JAXA para 2028.