Une équipe de la JAXA image directement les rayons gamma du centre galactique avec une caméra à suivi d’électrons

Un vol en ballon révèle un signal de 7,9 sigma

Un télescope embarqué au-dessus de l’Australie en 2018 a produit une image directe de l’émission de rayons gamma provenant du centre de la Voie lactée. Il a détecté, dans la bande d’énergie de 150 à 600 keV, un signal situé à 7,9 écarts-types au-dessus du rayonnement de fond. Ce résultat démontre une nouvelle méthode d’imagerie pour une plage d’énergie qui résiste depuis longtemps à l’observation astronomique de précision.

La JAXA, l’université Kitasato, l’Institut national japonais des sciences et technologies industrielles avancées et l’université de Kyoto ont annoncé les résultats le 6 octobre 2026. Leur communiqué de recherche conjoint présente ces travaux comme la première utilisation de l’imagerie linéaire fondée sur les principes de l’optique géométrique pour obtenir un spectre précis de l’émission issue de l’annihilation de positrons au centre galactique, à ces énergies.

Cette distinction est importante. Il ne s’agit pas de la première détection de rayons gamma ou de l’annihilation d’antimatière dans cette région. Les chercheurs démontrent une autre manière d’associer les rayons gamma détectés à des positions dans une image, ce qui rend les mesures de luminosité et d’énergie moins dépendantes des hypothèses sur la répartition des sources célestes.

Les travaux ont également produit une estimation de l’émission liée au positronium environ deux fois supérieure à la mesure antérieure d’INTEGRAL. L’incertitude reste toutefois importante, et l’article indique que les deux mesures sont statistiquement compatibles. Ce résultat ne permet pas d’établir que le centre galactique est devenu plus lumineux ni que de la matière noire a été détectée.

L’équipe réunit le professeur Toru Tanimori, de l’université Kitasato et professeur émérite de l’université de Kyoto ; le chercheur Tomonori Ikeda, de l’Institut national des sciences et technologies industrielles avancées ; le professeur associé Atsushi Takada, de l’université de Kyoto ; et le professeur assistant Yoshitaka Mizumura, de l’Institut des sciences spatiales et astronautiques de la JAXA. Leur prochaine expérience proposée, SMILE-3, est en préparation en vue d’une éventuelle sélection pour un vol en ballon de la JAXA en Australie en 2028.

Ce que change la caméra

L’instrument est une caméra Compton à suivi d’électrons, ou ETCC. Au lieu de recueillir les rayons gamma à l’aide d’une lentille optique classique, elle reconstitue leur direction d’arrivée à partir des interactions qui se produisent dans ses détecteurs.

Lorsqu’un rayon gamma subit une diffusion Compton, il transfère une partie de son énergie à un électron et repart dans une autre direction. Une caméra Compton classique mesure le photon diffusé, mais ne mesure pas avec suffisamment de précision la direction de l’électron de recul. Chaque événement renvoie donc à un anneau de positions possibles dans le ciel, et non à une direction précise.

L’ETCC enregistre la trajectoire de l’électron ainsi que l’énergie et la position du photon diffusé. Ces mesures permettent ensemble de reconstituer la direction incidente et de lui attribuer une position précise dans l’image, compte tenu de l’incertitude angulaire de l’instrument.

Cela permet une imagerie linéaire. En termes simples, la contribution mesurée d’une source doit rester cohérente, qu’elle soit observée seule ou en même temps que d’autres sources. Les images peuvent alors servir à mesurer quantitativement la luminosité, sans s’appuyer principalement sur une reconstitution complexe d’anneaux qui se chevauchent.

La comparaison avec l’astronomie optique porte sur ce principe d’imagerie, et non sur le matériel ou la netteté de l’image obtenue. L’ETCC ne focalise pas les rayons gamma au moyen d’une lentille en verre, et son image du centre galactique reste floue. Son avancée réside dans un lien plus direct et mesurable entre les événements détectés et les positions dans le ciel.

Cinq heures en direction du centre galactique

Le ballon SMILE-2+ a décollé d’Alice Springs, dans le centre de l’Australie, le 7 avril 2018 à 6 h 24, heure normale du centre de l’Australie. Le vol a duré environ une journée, mais la fenêtre d’observation utile du centre galactique a été bien plus courte.

D’après le manuscrit de recherche, le centre galactique est entré dans le champ de vue sélectionné vers 1 heure du matin le 8 avril et est resté observable pendant environ cinq heures. Les images s’appuient sur les données recueillies pendant la période d’altitude stable, lorsque le ballon se maintenait à environ 39,6 kilomètres.

Le champ de vue du télescope était de 3,1 stéradians. Le stéradian mesure une aire angulaire plutôt qu’une surface plane. Le ciel entier couvrant environ 12,6 stéradians, l’instrument pouvait observer à la fois près d’un quart du ciel, même si l’analyse a limité les directions observées afin de réduire la contamination atmosphérique.

La chronologie distingue le vol initial de l’analyse scientifique menée par la suite :

• 7 avril 2018 : lancement de SMILE-2+ depuis Alice Springs.
• 8 avril 2018 : le centre galactique est observable pendant environ cinq heures.
• 2022 : l’équipe publie dans l’Astrophysical Journal un premier compte rendu de la détection du centre galactique.
• 11 août 2026 : l’étude sur la nouvelle méthode d’imagerie et la spectroscopie paraît dans Physical Review D.
• 6 octobre 2026 : les quatre institutions japonaises annoncent conjointement les résultats.
• 2028 : la JAXA prévoit une campagne de vols en ballon en Australie, pour laquelle SMILE-3 est candidate.

Une détection nette ne signifie pas une carte détaillée

L’article de Physical Review D, publié dans le volume 114 sous le numéro d’article 043026, signale un excès de 7,9 sigma sur l’image du centre galactique. Le sigma exprime l’ampleur d’un signal par rapport aux fluctuations statistiques attendues du bruit de fond estimé.

Dans le cadre de l’analyse utilisée, cela constitue une preuve solide d’émission dans l’image. En soi, cela ne permet pas d’identifier les objets à l’origine du rayonnement ni de déterminer si l’émission se concentre dans une petite source ou s’étend sur une vaste région.

Les auteurs ont testé trois descriptions de l’émission : une source unique au centre galactique, une structure à plusieurs composantes et une distribution symétrique diffuse représentée par une gaussienne bidimensionnelle. La structure à plusieurs composantes comprenait un bulbe étroit, un bulbe étendu, un disque peu lumineux et une source centrale.

Dans le résumé de l’article, Ikeda et ses coauteurs, les chercheurs ayant mené l’étude, indiquent qu’il n’a pas été possible de départager clairement ces descriptions à partir des observations :

Les trois se sont révélées statistiquement compatibles avec les données.

L’ajustement gaussien donne une largeur de 26 ± 12 degrés, soit une largeur à mi-hauteur de 61 ± 28 degrés. Toutefois, le test statistique n’a pas établi qu’une source étendue était nécessaire. L’équipe a donc détecté la région de manière fiable, sans en résoudre définitivement la structure physique.

Pourquoi un flux deux fois supérieur n’est pas contradictoire

La valeur estimée pour l’émission liée au positronium est de (3,2 ± 1,4) × 10 puissance moins 2 photons par centimètre carré et par seconde. Le positronium est un système lié temporaire formé d’un électron et de son antiparticule, le positron. Son annihilation produit des rayons gamma, notamment un continuum qui contribue à la bande d’énergie observée.

L’article compare cette estimation à la valeur d’INTEGRAL, de (1,4 ± 0,3) × 10 puissance moins 2 photons par centimètre carré et par seconde. Le rapport des valeurs centrales, 3,2 divisé par 1,4, est d’environ 2,3, ce qui justifie la description d’un résultat près de deux fois supérieur dans le communiqué.

Les valeurs centrales diffèrent, mais il faut tenir compte de leur incertitude pour les comparer. Les auteurs estiment que les mesures sont compatibles à moins d’un sigma. Le nouveau résultat doit donc être considéré comme une estimation plus élevée qui nécessite une mesure plus précise, et non comme une contradiction avérée avec INTEGRAL.

La valeur liée au positronium n’a pas non plus été obtenue en comptant uniquement les photons identifiés sans ambiguïté comme provenant du positronium. Pour le modèle à plusieurs composantes, le flux total mesuré dans la bande de 150 à 600 keV était de (5,8 ± 1,2) × 10 puissance moins 2 photons par centimètre carré et par seconde.

Les chercheurs ont ensuite estimé et soustrait une contribution de diffusion Compton inverse de (2,6 ± 0,7) × 10 puissance moins 2 dans les mêmes unités. L’émission Compton inverse se produit lorsque des électrons énergétiques transfèrent leur énergie à des photons. L’incertitude associée à cette contribution modélisée entre dans l’estimation finale de l’émission liée au positronium.

L’imagerie directe nécessite toujours des corrections du bruit de fond

Les mesures directionnelles de la caméra réduisent l’ambiguïté, mais n’éliminent pas tous les modèles ni toutes les corrections. Le manuscrit précise que le nombre limité d’événements n’a pas permis une reconstitution entièrement indépendante de la distribution de l’émission diffuse.

Dans la plage d’énergie observée, les rayons gamma atmosphériques constituaient l’essentiel du bruit de fond. Les événements dus aux rayons cosmiques et les coïncidences fortuites entre des signaux sans lien provenant des détecteurs y contribuaient également. Même à l’altitude d’un ballon, le rayonnement spatial peut être absorbé ou diffusé avant d’atteindre le télescope.

Les chercheurs ont simulé ces effets atmosphériques et étalonné la normalisation du bruit de fond à partir d’une période où le centre galactique se trouvait hors du champ de vue. Ils ont également estimé les contributions de sources brillantes connues à l’aide des catalogues de Swift et d’INTEGRAL.

Dans la bande de 450 à 600 keV, environ 92 % des événements détectés dans la tranche d’analyse du centre galactique ont été attribués au bruit de fond. L’article indique, pour cette bande, un rapport signal sur bruit de 8,8 %. Ce pourcentage décrit la composition des événements sélectionnés ; il ne correspond pas à la significativité de 7,9 sigma de la détection sur l’image.

Les comparaisons avec d’autres observatoires doivent être interprétées avec prudence pour une autre raison : ils ne mesurent pas tous la même portion du ciel et ne soustraient pas les sources de la même manière. L’analyse de l’ETCC portait sur une région centrale s’étendant sur environ 33 degrés de part et d’autre du centre galactique, en longitude comme en latitude galactiques.

Les analyses citées de COSI et d’INTEGRAL portaient sur des régions différentes. L’article a ajusté leurs valeurs d’intensité pour tenir compte des différences de surface angulaire, tout en précisant que les comparaisons de l’émission diffuse restent approximatives, car elles dépendent aussi de la distribution supposée du rayonnement.

Quelle était la netteté de la nouvelle image ?

L’ETCC utilisait un détecteur à gaz de 30 × 30 × 30 centimètres de volume actif pour enregistrer les trajectoires des électrons. Celui-ci était entouré de 108 réseaux de scintillateurs destinés à détecter les rayons gamma diffusés. Les chercheurs ont également utilisé un réseau de neurones convolutif pour améliorer la reconstitution des directions des électrons de recul.

À 511 keV, l’énergie caractéristique de la raie d’annihilation électron-positron, le rayon à mi-puissance de l’instrument était de 20 degrés. Cela signifie que la moitié des événements reconstitués à partir d’une source ponctuelle se trouvent dans un rayon angulaire de 20 degrés.

À 511 keV, sa résolution en énergie était de 14 %, exprimée comme la largeur à mi-hauteur de sa réponse. Cette mesure indique dans quelle mesure les événements issus d’un photon d’énergie unique se répartissent dans le spectre enregistré.

Ces caractéristiques expliquent pourquoi l’imagerie directe et l’identification précise des sources sont deux avancées distinctes. La caméra peut attribuer des directions selon une réponse d’imagerie définie, mais sa résolution angulaire grossière ne permet pas de distinguer de manière fiable les objets individuels regroupés dans la région du centre galactique.

L’instrument démontre donc une méthode plutôt qu’une solution achevée pour comprendre la structure de la région. Un signal plus fort, une durée d’observation plus longue et de meilleures performances aideraient à déterminer quelle description spatiale correspond le mieux au ciel.

La source d’antimatière reste inconnue

Le centre galactique est une source importante de la raie d’annihilation à 511 keV, mais l’origine de ses positrons demeure incertaine. Le manuscrit de recherche relève que la distribution observée ne correspond nettement à aucune population astrophysique connue et qu’elle est peu corrélée aux émissions observées à d’autres longueurs d’onde.

Parmi les sources classiques possibles évoquées dans l’article figurent les noyaux radioactifs produits par les étoiles massives et les supernovæ. Les étoiles à neutrons et les trous noirs sont également des candidats, car les interactions entre photons énergétiques autour d’objets compacts peuvent créer des électrons et des positrons.

D’autres hypothèses portent sur l’annihilation ou la désintégration de matière noire, ainsi que sur des trous noirs primordiaux de faible masse. Ces derniers se seraient formés dans l’Univers jeune, et non à la suite de l’effondrement d’étoiles. Le mécanisme proposé dans l’article pour produire des positrons est le rayonnement de Hawking.

La nouvelle image ne confirme aucune de ces explications. La distribution spatiale non résolue, l’incertitude sur le flux et la soustraction modélisée d’autres émissions limitent les conclusions possibles sur l’origine du phénomène.

L’avancée est d’ordre observationnel : un instrument capable de mesurer la direction et l’énergie des rayons gamma avec une réponse linéaire offre une nouvelle manière de mettre à l’épreuve différentes explications. Il ne transforme pas un signal inexpliqué en preuve d’une physique exotique.

SMILE-3 vise la prochaine mesure

Takada dirige la préparation de SMILE-3, qui utiliserait une ETCC à la sensibilité améliorée. Le communiqué de la JAXA présente le projet comme candidat à la prochaine campagne de vols en ballon prévue en Australie en 2028. Il n’annonce ni sélection définitive ni date de lancement confirmée.

Les simulations évoquées dans les documents de recherche laissent penser que des améliorations pourraient faire passer le rapport signal sur bruit de la bande de 450 à 600 keV de 8,8 % à environ 32 %. Cela représenterait environ 3,6 fois le rapport actuel, selon le calcul établi à partir de ces deux chiffres, mais il s’agit d’une projection et non d’un résultat de vol démontré.

Les institutions évoquent également des vols en ballon de plus longue durée et d’éventuelles observations par satellite pour étendre cette technique. Au-delà du centre galactique, les cibles envisagées comprennent les rémanents de supernovæ, les noyaux actifs de galaxies et les sursauts gamma.

Ces cibles relient la méthode d’imagerie à des mesures scientifiques précises : les émissions radioactives peuvent retracer les réactions nucléaires et la production d’éléments, tandis que d’autres signaux gamma peuvent renseigner sur l’accélération des particules énergétiques. La tâche immédiate est toutefois plus ciblée : améliorer l’instrument et recueillir suffisamment de données pour mesurer plus précisément la luminosité et la forme du centre galactique.

Points clés

• SMILE-2+ a détecté une émission du centre galactique entre 150 et 600 keV, avec un excès de 7,9 sigma sur son image.
• Le résultat démontre une imagerie linéaire au moyen d’une caméra Compton à suivi d’électrons ; il ne s’agit pas de la première découverte de rayons gamma dans cette région.
• L’estimation du flux lié au positronium était environ 2,3 fois supérieure à la valeur centrale d’INTEGRAL, mais l’article indique que les mesures sont statistiquement compatibles.
• Trois modèles spatiaux différents correspondent aux données ; la structure détaillée de l’émission reste donc indéterminée.
• Les observations ne permettent pas d’établir que la matière noire ou des trous noirs primordiaux sont à l’origine des positrons.
• SMILE-3 est en préparation en vue d’une éventuelle sélection pour la campagne de vols en ballon que la JAXA prévoit en Australie en 2028.