Equipe da JAXA obtém imagem direta de raios gama do centro galáctico com câmera de rastreamento de elétrons

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

Um telescópio levado a grandes altitudes sobre a Austrália em 2018 produziu uma imagem direta da emissão de raios gama do centro da Via Láctea, detectando um sinal 7,9 desvios padrão acima da radiação de fundo na faixa de energia de 150 a 600 keV. O resultado demonstra um novo método de imageamento para uma faixa de energia que há muito resiste à observação astronômica precisa.

A JAXA, a Universidade Kitasato, o Instituto Nacional de Ciência e Tecnologia Industrial Avançada do Japão e a Universidade de Kyoto anunciaram os resultados em 6 de outubro de 2026. O anúncio conjunto da pesquisa descreve o trabalho como o primeiro uso de imageamento linear baseado nos princípios da óptica geométrica para obter um espectro preciso da emissão decorrente da aniquilação de pósitrons no centro galáctico nessas energias.

Essa distinção é importante. Esta não é a primeira detecção de raios gama ou de aniquilação de antimatéria nessa região. É uma demonstração de uma maneira diferente de atribuir posições em uma imagem aos raios gama recebidos, tornando as medições de brilho e energia menos dependentes de suposições sobre a disposição das fontes celestes.

A pesquisa também produziu uma estimativa da emissão associada ao positrônio aproximadamente duas vezes maior que a medição anterior do INTEGRAL. No entanto, a incerteza é substancial, e o artigo descreve as duas medições como estatisticamente compatíveis. O resultado não comprova que o centro galáctico ficou mais brilhante nem que a matéria escura foi detectada.

A equipe inclui o professor Toru Tanimori, da Universidade Kitasato e professor emérito da Universidade de Kyoto; o pesquisador Tomonori Ikeda, do Instituto Nacional de Ciência e Tecnologia Industrial Avançada; o professor associado Atsushi Takada, da Universidade de Kyoto; e o professor assistente Yoshitaka Mizumura, do Instituto de Ciência Espacial e Astronáutica da JAXA. O próximo experimento proposto pela equipe, o SMILE-3, está sendo preparado como candidato a uma oportunidade de voo de balão da JAXA na Austrália em 2028.

O que muda com a câmera

O instrumento é uma câmera Compton de rastreamento de elétrons, ou ETCC. Em vez de coletar raios gama com uma lente óptica convencional, ela reconstrói as direções de chegada a partir das interações ocorridas em seus detectores.

Quando um raio gama sofre espalhamento Compton, transfere parte de sua energia a um elétron e segue em outra direção. Uma câmera Compton convencional mede o fóton espalhado, mas não consegue medir a direção do elétron de recuo com precisão suficiente. Por isso, cada evento aponta para um anel de possíveis localizações no céu, em vez de indicar uma única direção localizada.

A ETCC registra a trajetória do elétron, além da energia e da posição do fóton espalhado. Em conjunto, essas medições permitem reconstruir a direção de chegada e atribuir ao evento uma posição localizada na imagem, dentro da incerteza angular do instrumento.

Isso possibilita o imageamento linear. Em termos simples, a contribuição medida de uma fonte deve permanecer consistente, quer ela seja observada sozinha, quer junto com outras fontes. Assim, as imagens podem embasar medições quantitativas de brilho, sem depender principalmente de uma reconstrução complexa de anéis sobrepostos.

A comparação com a astronomia óptica diz respeito a esse princípio de imageamento, não ao equipamento nem à nitidez da imagem resultante. A ETCC não focaliza raios gama por meio de uma lente de vidro, e sua imagem do centro galáctico continua ampla. O avanço está na relação mais direta e mensurável entre os eventos detectados e as posições no céu.

Cinco horas voltada para o centro galáctico

O balão SMILE-2+ foi lançado de Alice Springs, no centro da Austrália, em 7 de abril de 2018, às 06h24 pelo horário padrão da Austrália Central. O voo durou cerca de um dia, mas o tempo útil de observação do centro galáctico foi bem menor.

De acordo com o manuscrito da pesquisa, o centro galáctico entrou no campo de visão selecionado por volta da 01h00 de 8 de abril e permaneceu observável por aproximadamente cinco horas. As imagens usaram dados do período em que a altitude se manteve estável, quando o balão flutuava a cerca de 39,6 quilômetros.

O campo de visão do telescópio era de 3,1 esterradianos. O 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 separa 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 ficou observável por aproximadamente cinco horas.
• 2022: a equipe publicou um relato inicial da detecção do centro galáctico no Astrophysical Journal.
• 11 de agosto de 2026: o novo estudo de imageamento 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 planeja uma oportunidade de voo de balão na Austrália, para a qual o SMILE-3 é candidato.

Uma detecção robusta não é um mapa detalhado

O artigo da Physical Review D, publicado no volume 114, artigo 043026, relata um excesso de 7,9 sigma na imagem do centro galáctico. Sigma expressa a magnitude 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 usada. Por si só, porém, não identifica os objetos que produzem a radiação nem determina se a emissão está concentrada em uma fonte pequena ou distribuída por uma região extensa.

Os autores testaram três descrições da emissão: uma única fonte no centro galáctico, uma estrutura com vários componentes e uma distribuição simétrica e uniforme descrita por uma gaussiana bidimensional. A estrutura com vários componentes incluía um bojo estreito, um bojo amplo, um disco tênue e uma fonte central.

Ikeda e os demais autores, pesquisadores que conduziram o estudo, afirmam no resumo do artigo que as observações não permitiram distinguir de forma decisiva entre essas descrições:

As três foram consideradas estatisticamente compatíveis com os dados.

O ajuste gaussiano produziu uma largura de 26 ± 12 graus, equivalente a uma largura total à meia altura de 61 ± 28 graus. Ainda assim, o teste estatístico não demonstrou que fosse necessário haver uma fonte extensa. Portanto, a equipe detectou a região de forma confiável, mas não conseguiu determinar sua estrutura física de maneira conclusiva.

Por que um fluxo duas vezes maior não significa uma contradição

A estimativa associada ao positrônio foi de (3.2 ± 1.4) × 10 elevado a menos 2 fótons por centímetro quadrado por segundo. O positrônio é um sistema ligado e temporário formado por um elétron e sua contraparte de antimatéria, o pósitron. Sua aniquilação produz raios gama, incluindo um contínuo que contribui para a faixa de energia observada.

O artigo compara essa estimativa com um valor do INTEGRAL de (1.4 ± 0.3) × 10 elevado a menos 2 fótons por centímetro quadrado por segundo. Dividindo os valores centrais, 3.2 por 1.4, chega-se a aproximadamente 2.3, o que sustenta a descrição do anúncio de um resultado cerca de duas vezes maior.

Os valores centrais diferem, mas a incerteza precisa fazer parte da comparação. Os autores descrevem as medições como compatíveis dentro de um sigma. Portanto, o novo resultado deve ser entendido como uma estimativa maior que precisa ser medida com mais precisão, não como uma divergência confirmada em relação ao INTEGRAL.

O valor do positrônio também não foi obtido contando apenas fótons identificados de forma inequívoca como provenientes do positrônio. 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 fótons por centímetro quadrado por segundo.

Em seguida, os pesquisadores estimaram e subtraíram uma contribuição de espalhamento Compton inverso de (2.6 ± 0.7) × 10 elevado a menos 2 nas mesmas unidades. A emissão por espalhamento Compton inverso ocorre quando elétrons energéticos transferem energia a fótons. A incerteza nessa contribuição modelada afeta a estimativa final do positrônio.

O imageamento direto ainda exige correções de fundo

As medições direcionais da câmera reduzem a ambiguidade, mas não eliminam a necessidade de 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 faixa de energia observada. Eventos de raios cósmicos e coincidências acidentais entre sinais de detectores sem relação entre si também contribuíram. Mesmo na altitude de um balão, a radiação vinda do espaço pode ser absorvida ou espalhada antes de chegar ao telescópio.

Os pesquisadores simularam esses efeitos atmosféricos e calibraram a normalização do fundo usando um período em que o centro galáctico estava fora do campo de visão. Também estimaram as contribuições de fontes brilhantes conhecidas com base em catálogos do Swift e do INTEGRAL.

Na faixa de 450 a 600 keV, cerca de 92% dos eventos detectados na região de análise do centro galáctico foram atribuídos ao fundo. O artigo informa uma relação sinal-ruído de 8.8% nessa faixa. Esse percentual descreve a composição dos eventos selecionados, não a significância de 7,9 sigma da detecção na imagem.

As comparações com outros observatórios exigem cuidado por outro motivo: eles não medem todos a mesma região do céu nem subtraem as fontes da mesma maneira. A análise da ETCC usou uma região central que se estendia por aproximadamente 33 graus em cada lado do centro galáctico, tanto em longitude quanto em latitude galácticas.

As análises do COSI e do INTEGRAL citadas usaram regiões diferentes. O artigo ajustou os valores de intensidade para levar em conta as diferenças de área angular, mas advertiu que as comparações da emissão difusa continuam sendo aproximadas, pois também dependem da distribuição de radiação considerada.

Qual foi a nitidez da nova imagem?

A ETCC usou um detector a gás com volume ativo de 30 × 30 × 30 centímetros para registrar as trajetórias dos elétrons, cercado por 108 conjuntos de cintiladores para detectar os raios gama espalhados. Os pesquisadores também usaram uma rede neural convolucional para aprimorar a reconstrução das direções dos elétrons de recuo.

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

A resolução energética a 511 keV era de 14%, expressa pela largura total à meia altura da resposta do instrumento. Essa medida indica o quanto os eventos de uma única energia de fóton se distribuem no espectro registrado.

Essas especificações explicam por que o imageamento direto e a identificação precisa de fontes são conquistas distintas. A câmera pode atribuir direções conforme uma resposta de imageamento definida, mas sua ampla resolução angular não permite separar com confiabilidade objetos individuais aglomerados na região do centro galáctico.

O instrumento é, portanto, uma demonstração de um método, e não uma solução definitiva para determinar a estrutura da região. Um sinal mais forte, mais tempo de observação e um desempenho aprimorado ajudariam a estabelecer qual descrição espacial corresponde melhor ao céu.

A fonte de antimatéria continua sem identificação

O centro galáctico é uma fonte proeminente da linha de aniquilação de 511 keV, mas a origem de seus pósitrons permanece incerta. O manuscrito da pesquisa observa que a distribuição observada não corresponde com precisão a nenhuma população astrofísica conhecida e tem pouca correlação com emissões em outros comprimentos de onda.

Entre as possíveis fontes convencionais discutidas no artigo estão núcleos radioativos produzidos por estrelas massivas e supernovas. Estrelas de nêutrons e buracos negros também são candidatos, pois interações de fótons energéticos em torno de objetos compactos podem criar elétrons e pósitrons.

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

Nenhuma dessas explicações é comprovada pela nova imagem. A distribuição espacial não resolvida, a incerteza do fluxo e a subtração modelada de outras emissões limitam o que se pode concluir sobre a origem.

O avanço é observacional: um instrumento capaz de medir a direção e a energia dos raios gama por meio de uma resposta linear oferece outra maneira de testar explicações concorrentes. Ele não transforma um sinal inexplicado em prova de uma física exótica.

O SMILE-3 busca a próxima medição

Takada lidera a preparação do SMILE-3, que usaria uma ETCC com sensibilidade aprimorada. O anúncio da JAXA o descreve como um experimento candidato à próxima oportunidade de voo de balão na Austrália, planejada para 2028. O comunicado não anuncia uma seleção concluída nem uma data de lançamento confirmada.

Simulações discutidas no material da pesquisa sugerem que atualizações poderiam elevar a relação sinal-ruído na faixa de 450 a 600 keV de 8.8% para cerca de 32%. Isso representaria aproximadamente 3.6 vezes a relação atual, segundo o cálculo a partir desses dois valores, mas é uma projeção, não um resultado de voo demonstrado.

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

Esses alvos relacionam o método de imageamento a medições científicas específicas: a emissão radioativa pode rastrear reações nucleares e a produção de elementos, enquanto outros sinais de raios gama podem investigar a aceleração de partículas energéticas. A tarefa imediata, porém, é mais restrita: aprimorar o instrumento e coletar dados suficientes para medir com mais precisão o brilho e a forma do centro galáctico.

Principais pontos

• O SMILE-2+ detectou emissão do centro galáctico entre 150 e 600 keV, com um excesso de 7,9 sigma em sua imagem.
• O resultado demonstra o imageamento linear com uma câmera Compton de rastreamento de elétrons, não a primeira descoberta de raios gama na região.
• A estimativa do fluxo associado ao positrônio foi cerca de 2.3 vezes o valor central do INTEGRAL, mas o artigo descreve as medições como estatisticamente compatíveis.
• Três modelos espaciais diferentes se ajustaram aos dados; por isso, a estrutura detalhada da emissão continua sem resolução.
• As observações não comprovam que a matéria escura ou os buracos negros primordiais sejam a fonte dos pósitrons.
• O SMILE-3 está sendo preparado como candidato à oportunidade de voo de balão da JAXA na Austrália, planejada para 2028.