Un equipo de JAXA obtiene imágenes directas de rayos gamma del centro galáctico con una cámara de seguimiento de electrones

Un vuelo en globo revela una señal de 7,9 sigma

Un telescopio que sobrevoló Australia en 2018 obtuvo una imagen directa de la emisión de rayos gamma del centro de la Vía Láctea y detectó una señal 7,9 desviaciones estándar por encima de la radiación de fondo en la banda de energía de 150 a 600 keV. El resultado demuestra un nuevo método de obtención de imágenes para un rango de energía que durante mucho tiempo se ha resistido a la observación astronómica precisa.

JAXA, la Universidad Kitasato, el Instituto Nacional de Ciencia y Tecnología Industrial Avanzada de Japón y la Universidad de Kioto anunciaron los hallazgos el 6 de octubre de 2026. El anuncio conjunto de la investigación describe el trabajo como el primer uso de imágenes lineales basadas en principios de óptica geométrica para obtener un espectro preciso de la emisión por aniquilación de positrones del centro galáctico a estas energías.

La diferencia es importante. No es la primera detección de rayos gamma ni de aniquilación de antimateria en esa región. Es una demostración de otra forma de asignar posiciones en una imagen a los rayos gamma que llegan, lo que hace que las mediciones de brillo y energía dependan menos de suposiciones sobre la distribución de las fuentes celestes.

La investigación también produjo una estimación de la emisión relacionada con el positronio aproximadamente dos veces superior a la medición anterior de INTEGRAL. Sin embargo, la incertidumbre es considerable y el artículo describe las dos mediciones como estadísticamente compatibles. El resultado no demuestra que el centro galáctico se haya vuelto más brillante ni que se haya detectado materia oscura.

El equipo incluye al profesor Toru Tanimori, de la Universidad Kitasato y profesor emérito de la Universidad de Kioto; al investigador Tomonori Ikeda, del Instituto Nacional de Ciencia y Tecnología Industrial Avanzada; al profesor asociado Atsushi Takada, de la Universidad de Kioto; y al profesor asistente Yoshitaka Mizumura, del Instituto de Ciencia Espacial y Astronáutica de JAXA. Su próximo experimento propuesto, SMILE-3, se prepara como candidato para una oportunidad de vuelo en globo de JAXA en Australia en 2028.

Qué cambia con la cámara

El instrumento es una cámara Compton de seguimiento de electrones, o ETCC. En lugar de recoger rayos gamma con una lente óptica convencional, reconstruye las direcciones de llegada a partir de las interacciones dentro de sus detectores.

Cuando un rayo gamma experimenta dispersión Compton, transfiere parte de su energía a un electrón y continúa en otra dirección. Una cámara Compton convencional mide el fotón dispersado, pero no registra con suficiente precisión la dirección del electrón de retroceso. Por lo tanto, cada evento apunta a un anillo de posibles ubicaciones en el cielo, en lugar de a una dirección localizada.

La ETCC registra la trayectoria del electrón, así como la energía y la posición del fotón dispersado. En conjunto, esas mediciones permiten reconstruir la dirección de llegada y asignar una posición localizada en la imagen, dentro del margen de incertidumbre angular del instrumento.

Esto permite obtener imágenes lineales. En términos sencillos, la contribución medida de una fuente debería mantenerse constante tanto si se observa por sí sola como si se observa junto con otras fuentes. Así, las imágenes pueden respaldar mediciones cuantitativas del brillo, en vez de depender principalmente de una reconstrucción compleja de anillos superpuestos.

La comparación con la astronomía óptica se refiere a este principio de obtención de imágenes, no al hardware ni a la nitidez de la imagen resultante. La ETCC no enfoca los rayos gamma a través de una lente de vidrio y su imagen del centro galáctico sigue siendo amplia. Su avance consiste en establecer una relación más directa y medible entre los eventos detectados y las posiciones en el cielo.

Cinco horas de observación del centro galáctico

El globo SMILE-2+ despegó de Alice Springs, en el centro de Australia, el 7 de abril de 2018 a las 06:24, hora estándar del centro de Australia. El vuelo duró aproximadamente un día, pero el tiempo útil de observación del centro galáctico fue mucho menor.

Según el manuscrito de investigación, el centro galáctico entró en el campo de visión seleccionado alrededor de la 01:00 del 8 de abril y permaneció observable durante aproximadamente cinco horas. Las imágenes utilizaron datos del periodo de altitud estable, cuando el globo flotaba a unos 39,6 kilómetros.

El campo de visión del telescopio era de 3,1 estereorradianes. Un estereorradián mide un área angular, no una superficie plana. Frente a los aproximadamente 12,6 estereorradianes de todo el cielo, el instrumento podía cubrir cerca de una cuarta parte del cielo a la vez, aunque el análisis limitó las direcciones de observación para reducir la contaminación atmosférica.

La cronología distingue el vuelo original del análisis científico posterior:

• 7 de abril de 2018: SMILE-2+ despegó de Alice Springs.
• 8 de abril de 2018: El centro galáctico permaneció observable durante aproximadamente cinco horas.
• 2022: El equipo publicó un informe inicial sobre la detección del centro galáctico en Astrophysical Journal.
• 11 de agosto de 2026: El nuevo estudio de obtención de imágenes y espectroscopia se publicó en Physical Review D.
• 6 de octubre de 2026: Las cuatro instituciones japonesas anunciaron conjuntamente los resultados.
• 2028: JAXA prevé una oportunidad de vuelo en globo en Australia para la que SMILE-3 es candidato.

Una detección sólida no es un mapa detallado

El artículo de Physical Review D, publicado como volumen 114, artículo 043026, informa de un exceso de 7,9 sigma en la imagen del centro galáctico. Sigma expresa el tamaño de una señal en relación con las fluctuaciones estadísticas que se esperan del fondo estimado.

Esto constituye una evidencia sólida de emisión en la imagen según el análisis utilizado. Por sí solo, no identifica los objetos que producen la radiación ni determina si la emisión se concentra en una fuente pequeña o se distribuye por una región extensa.

Los autores probaron tres descripciones de la emisión: una sola fuente en el centro galáctico, una estructura con varios componentes y una distribución simétrica y uniforme descrita por una gaussiana bidimensional. La estructura con varios componentes incluía una protuberancia estrecha, una protuberancia amplia, un disco tenue y una fuente central.

Ikeda y los demás autores, los investigadores que realizaron el estudio, señalan en el resumen del artículo que las observaciones no permitieron distinguir de manera concluyente entre estas descripciones:

«Las tres resultaron estadísticamente compatibles con los datos».

El ajuste gaussiano dio una anchura de 26 ± 12 grados, equivalente a una anchura total a media altura de 61 ± 28 grados. Sin embargo, la prueba estadística no demostró que fuera necesario considerar una fuente extendida. Por tanto, el equipo detectó la región de manera fiable, pero no logró resolver de forma concluyente su estructura física.

Por qué el doble de flujo no implica una contradicción

La estimación asociada al positronio fue de (3,2 ± 1,4) × 10 elevado a menos 2 fotones por centímetro cuadrado por segundo. El positronio es un sistema ligado temporal formado por un electrón y su contraparte de antimateria, un positrón. Su aniquilación produce rayos gamma, incluido un continuo que contribuye a la banda de energía observada.

El artículo compara esa estimación con un valor de INTEGRAL de (1,4 ± 0,3) × 10 elevado a menos 2 fotones por centímetro cuadrado por segundo. Al dividir los valores centrales, 3,2 entre 1,4, se obtiene aproximadamente 2,3, lo que respalda la descripción del anuncio de un resultado cerca del doble de alto.

Los valores centrales difieren, pero la incertidumbre debe formar parte de la comparación. Los autores describen las mediciones como compatibles dentro de una sigma. Por tanto, el nuevo resultado debe interpretarse como una estimación más alta que requiere una medición mejor, no como una discrepancia confirmada con INTEGRAL.

El valor del positronio tampoco se obtuvo contando únicamente fotones identificados de manera inequívoca como procedentes del positronio. En el modelo con varios componentes, el flujo total medido entre 150 y 600 keV fue de (5,8 ± 1,2) × 10 elevado a menos 2 fotones por centímetro cuadrado por segundo.

Después, los investigadores estimaron y restaron una contribución por dispersión Compton inversa de (2,6 ± 0,7) × 10 elevado a menos 2 en las mismas unidades. La emisión por dispersión Compton inversa ocurre cuando electrones energéticos transfieren energía a los fotones. La incertidumbre de esa contribución modelada se incorpora a la estimación final del positronio.

Las imágenes directas también requieren corregir el fondo

Las mediciones direccionales de la cámara reducen la ambigüedad, pero no eliminan todos los modelos ni todas las correcciones. El manuscrito señala explícitamente que el número limitado de eventos impidió reconstruir de manera totalmente independiente la distribución de la emisión difusa.

Los rayos gamma atmosféricos predominaban en el fondo en el rango de energía observado. También contribuyeron los eventos de rayos cósmicos y las coincidencias accidentales entre señales no relacionadas de los detectores. Incluso a la altitud de vuelo del globo, la radiación del espacio puede ser absorbida o dispersada antes de llegar al telescopio.

Los investigadores simularon estos efectos atmosféricos y calibraron la normalización del fondo con datos de un periodo en que el centro galáctico estaba fuera del campo de visión. También estimaron las contribuciones de fuentes brillantes conocidas utilizando catálogos de Swift e INTEGRAL.

En la banda de 450 a 600 keV, cerca del 92% de los eventos detectados en el intervalo de análisis del centro galáctico se atribuyeron al fondo. El artículo indica una relación señal-ruido del 8,8% para esa banda. Este porcentaje describe la composición de los eventos seleccionados, no la significación de 7,9 sigma de la detección en la imagen.

Las comparaciones con otros observatorios requieren cautela por otra razón: no todos miden la misma zona del cielo ni restan las fuentes de la misma manera. El análisis de la ETCC utilizó una región central que se extendía aproximadamente 33 grados a cada lado del centro galáctico, tanto en longitud como en latitud galácticas.

Los análisis citados de COSI e INTEGRAL utilizaron regiones diferentes. El artículo ajustó los valores de intensidad para tener en cuenta las distintas áreas angulares y advirtió que las comparaciones de la emisión difusa siguen siendo aproximadas, porque también dependen de la distribución de radiación que se presuponga.

¿Qué nitidez tenía la nueva imagen?

La ETCC utilizó un detector de gas con un volumen activo de 30 × 30 × 30 centímetros para registrar las trayectorias de los electrones, rodeado por 108 conjuntos de centelleadores para detectar los rayos gamma dispersados. Los investigadores también utilizaron una red neuronal convolucional para mejorar la reconstrucción de las direcciones de los electrones de retroceso.

A 511 keV, la energía característica de la línea de aniquilación de electrones y positrones, el radio de semienergía de la respuesta del instrumento era de 20 grados. Esto significa que la mitad de los eventos reconstruidos procedentes de una fuente puntual queda dentro de un radio angular de 20 grados.

Su resolución energética a 511 keV era del 14%, expresada como la anchura total a media altura de su respuesta. Esta medida indica cuánto se dispersan en el espectro registrado los eventos procedentes de fotones con una sola energía.

Estas especificaciones explican por qué la obtención de imágenes directas y la identificación precisa de fuentes son logros distintos. La cámara puede asignar direcciones mediante una respuesta de imagen definida, pero su amplia resolución angular no permite separar de manera fiable objetos individuales agrupados en la región del centro galáctico.

Por tanto, el instrumento demuestra un método, en lugar de ofrecer una solución definitiva a la estructura de la región. Una señal más intensa, más tiempo de observación y un mejor rendimiento ayudarían a determinar qué descripción espacial se ajusta mejor al cielo.

La fuente de antimateria sigue sin identificarse

El centro galáctico es una fuente destacada de la línea de aniquilación de 511 keV, pero el origen de sus positrones sigue siendo incierto. El manuscrito de investigación señala que la distribución observada no coincide claramente con ninguna población astrofísica conocida y guarda poca relación con la emisión en otras longitudes de onda.

Entre las posibles fuentes convencionales que se analizan en el artículo figuran los núcleos radiactivos producidos por estrellas masivas y supernovas. Las estrellas de neutrones y los agujeros negros también son candidatos, porque las interacciones de fotones energéticos alrededor de objetos compactos pueden crear electrones y positrones.

Otras hipótesis incluyen la aniquilación o desintegración de materia oscura y los agujeros negros primordiales de baja masa. Los agujeros negros primordiales se habrían formado en el universo temprano, en lugar de surgir del colapso de estrellas. El mecanismo de producción de positrones propuesto en el artículo es la radiación de Hawking.

Ninguna de esas explicaciones queda demostrada por la nueva imagen. La distribución espacial sin resolver, la incertidumbre del flujo y la sustracción modelada de otras emisiones limitan las conclusiones sobre el origen.

El avance útil es observacional: un instrumento capaz de medir la dirección y la energía de los rayos gamma con una respuesta lineal ofrece otra forma de poner a prueba explicaciones rivales. No convierte una señal inexplicada en una prueba de física exótica.

SMILE-3 apunta a la próxima medición

Takada dirige la preparación de SMILE-3, que utilizaría una ETCC con mayor sensibilidad. El anuncio de JAXA lo describe como un experimento candidato para la próxima oportunidad de vuelo en globo en Australia, prevista para 2028. No anuncia que haya sido seleccionado ni que tenga una fecha de lanzamiento confirmada.

Las simulaciones analizadas en el material de investigación sugieren que las mejoras podrían elevar la relación señal-ruido en la banda de 450 a 600 keV del 8,8% a aproximadamente el 32%. Esto equivaldría a unas 3,6 veces la relación actual, según el cálculo a partir de esas dos cifras, pero es una proyección, no un resultado demostrado en vuelo.

Las instituciones también señalan que los vuelos en globo de mayor duración y las posibles observaciones desde satélites permitirían ampliar la técnica. Además del centro galáctico, entre los objetivos propuestos figuran los remanentes de supernovas, los núcleos galácticos activos y los estallidos de rayos gamma.

Estos objetivos vinculan el método de obtención de imágenes con mediciones científicas concretas: la emisión radiactiva puede rastrear reacciones nucleares y la producción de elementos, mientras que otras señales de rayos gamma pueden aportar información sobre la aceleración de partículas energéticas. Sin embargo, la tarea inmediata es más acotada: mejorar el instrumento y reunir datos suficientes para medir con más precisión el brillo y la forma del centro galáctico.

Puntos clave

• SMILE-2+ detectó emisión del centro galáctico entre 150 y 600 keV, con un exceso de 7,9 sigma en su imagen.
• El resultado demuestra la obtención de imágenes lineales con una cámara Compton de seguimiento de electrones; no es el primer descubrimiento de rayos gamma procedentes de la región.
• La estimación del flujo relacionado con el positronio fue unas 2,3 veces superior al valor central de INTEGRAL, pero el artículo describe las mediciones como estadísticamente compatibles.
• Tres modelos espaciales distintos se ajustaron a los datos, por lo que la estructura detallada de la emisión sigue sin resolverse.
• Las observaciones no demuestran que la materia oscura o los agujeros negros primordiales sean la fuente de los positrones.
• SMILE-3 se prepara como candidato para la oportunidad de vuelo en globo de JAXA prevista en Australia para 2028.