A27 mil anos-luz daqui, no núcleo da Via Láctea, um nêutron acaba de nascer. Ele foi arrancado de um núcleo de hélio por uma colisão violenta dentro de um plasma a um trilhão de kelvins, e agora cai em direção a um objeto de 4 milhões de massas solares que quase não emite luz. Tem pouco menos de quinze minutos de vida pela frente. Se decair cedo demais, no caminho, vira um próton comum, preso ao gás que o cerca. Se conseguir cruzar a fronteira invisível onde o próprio espaço é arrastado em rotação pelo buraco negro, a história muda de escala: o elétron que resulta do seu decaimento é engolido, e o próton escapa pelo eixo polar carregando milhões de vezes a energia que o nêutron tinha ao chegar. Esse é o roteiro que um grupo de físicos de Madri acaba de calcular, passo a passo, para Sagitário A*.

O trabalho, assinado por Marina Cermeño, Pedro De La Torre Luque, Cristina Fernández-Suárez, Viviana Gammaldi, Enrique Mier-Alonso, María J. Rodríguez, Miguel Ángel Sánchez-Conde e Jaume Zuriaga-Puig, foi depositado no repositório arXiv em 3 de setembro de 2026 e ainda aguarda a avaliação por pares. A maior parte da equipe está ligada ao Instituto de Física Teórica UAM-CSIC e à Universidade Autônoma de Madri, com participação da Universidade Politécnica de Madri, da Universidade San Pablo-CEU e da Utah State University, nos Estados Unidos. A pergunta que move o artigo é direta: o buraco negro supermassivo do centro galáctico consegue acelerar prótons até energias da ordem do peta-elétron-volt, ou seja, 10¹⁵ elétrons-volt? A resposta dos autores é que sim, e por um mecanismo que foi proposto no papel há mais de quatro décadas e nunca foi flagrado em operação na natureza.

A cadeia de eventos tem cinco elos. Primeiro, o gás que espirala rumo ao centro é tão quente que colisões entre prótons e núcleos de hélio quebram esses núcleos e libertam nêutrons. Segundo, uma parte desses nêutrons, que não têm carga elétrica e por isso ignoram os campos magnéticos que aprisionam o resto do plasma, cai em trajetória balística em direção ao horizonte. Terceiro, os que sobrevivem ao próprio decaimento radioativo alcançam a ergosfera, a região onde o espaço-tempo gira junto com o objeto central. Quarto, ali eles decaem em um próton, um elétron e um antineutrino. Quinto, sob a ação combinada da rotação e do campo magnético, o elétron cai em uma órbita de energia negativa e é capturado, enquanto o próton é expulso com energia muito maior do que a do nêutron original. A diferença sai do estoque de energia rotacional do próprio buraco negro.

Que um buraco negro possa ceder energia soa paradoxal, mas é uma consequência conhecida da relatividade geral desde o fim dos anos 1960. Um buraco negro em rotação, descrito pela métrica de Kerr, guarda até cerca de 29% da sua massa na forma de energia rotacional em princípio extraível, segundo lembram os autores. Para Sagitário A*, com seus 4 milhões de sóis de massa, isso representa um reservatório sem equivalente na Galáxia. Roger Penrose, que receberia o Nobel de Física em 2020, mostrou em 1969 como acessar esse estoque: uma partícula que entra na ergosfera e se parte em duas pode mandar um dos fragmentos para dentro do horizonte com energia negativa, medida por um observador distante, e o outro fragmento sai com mais energia do que a partícula inicial trazia. O balanço fecha porque o buraco negro perde um pouco da sua rotação.

O processo de Penrose original tem um defeito prático sério. Para funcionar, os dois fragmentos precisam se separar com velocidade relativa superior à metade da velocidade da luz, uma condição que nenhum decaimento comum de partícula satisfaz, e mesmo no caso ideal de um buraco negro girando no limite máximo a eficiência não passa de cerca de 20,7% da energia da partícula incidente. Durante uma década e meia, a ideia ficou confinada aos livros de relatividade como uma curiosidade elegante. A reviravolta veio em 1985, quando Sanjay Wagh, Sanjeev Dhurandhar e Naresh Dadhich perceberam que bastava envolver o buraco negro em um campo magnético externo para que as regras mudassem. A interação entre partículas carregadas e o campo eletromagnético abre acesso às órbitas de energia negativa sem exigir velocidades extremas, e a eficiência deixa de ter teto em 100%: a partícula que escapa pode carregar muitas vezes a energia da que entrou.

Esse é o processo Penrose magnético, ou MPP, da sigla em inglês magnetic Penrose process, que os autores tratam como o mecanismo relevante para Sagitário A*. Ele guarda parentesco com o processo de Blandford-Znajek, de 1977, o modelo padrão para explicar como jatos relativísticos drenam a rotação de buracos negros em quasares. O trabalho madrilenho enquadra o Blandford-Znajek como o limite de campos intensos do MPP, acima de cerca de 10⁴ gauss no caso de buracos negros de massa estelar.

O campo em torno do nosso buraco negro central, porém, é modesto: as medições do Event Horizon Telescope em luz polarizada indicam 26 gauss a 3,7 raios de Schwarzschild do centro, 67 gauss a 2 raios e algo em torno de 560 gauss nas vizinhanças imediatas do horizonte, com incertezas de alguns gauss a algumas dezenas de gauss em cada ponto. É pouco para o Blandford-Znajek operar com eficiência, e é exatamente aí que o MPP se torna a aposta natural.

O MPP funciona em regimes diferentes conforme a carga das partículas envolvidas. Quando todas elas são carregadas, a eficiência cresce de forma moderada e esbarra na exigência de que o plasma ao redor do buraco negro permaneça eletricamente neutro no conjunto. O regime de eficiência ultra-alta aparece quando a partícula que entra é neutra e se desintegra em duas de cargas opostas. Trabalhos anteriores de Arman Tursunov, Naresh Dadhich e colaboradores mostraram que, nesse caso, a eficiência ultrapassa 100% já com campos de miligauss, e pode alcançar valores da ordem de 10¹² em condições favoráveis. O decaimento beta do nêutron, que produz um próton, um elétron e um antineutrino, é o candidato perfeito: a partícula de entrada não sente o campo magnético, e os dois produtos carregados têm sinais opostos e massas tão diferentes que o destino de cada um fica praticamente decidido pela configuração do campo.

Para transformar esse esquema em números, é preciso conhecer o gás que alimenta Sagitário A*. Ele é um buraco negro subnutrido. Sua luminosidade total não passa de 10³⁶ erg por segundo, algumas centenas de vezes a do Sol e cerca de cem milhões de vezes abaixo do limite de Eddington, o teto teórico de brilho para um objeto dessa massa.

Essa penúria radiativa é a marca de um fluxo de acreção dominado por advecção, ou ADAF, da sigla em inglês advection-dominated accretion flow: um disco inchado, geometricamente espesso, em que a energia liberada pelo atrito viscoso é carregada para dentro junto com o gás em vez de ser irradiada. O material é tão rarefeito que íons e elétrons mal trocam energia entre si, e o plasma se torna um sistema de duas temperaturas. Os íons chegam a cerca de um trilhão de kelvins nas regiões mais internas, enquanto os elétrons ficam entre um bilhão e cem bilhões de kelvins.

Os autores adotam a solução autossimilar clássica de Ramesh Narayan e Insu Yi para descrever esse fluxo, alimentada pelos parâmetros observacionais mais recentes: massa de 4 milhões de massas solares e taxa de acreção de 10⁻⁸ massas solares por ano, valor compatível tanto com as medições de rotação de Faraday em ondas milimétricas quanto com as simulações calibradas pelo Event Horizon Telescope. O parâmetro de viscosidade é fixado em 0,3, a pressão magnética é tomada em equipartição exata com a pressão do gás, e a fração da energia dissipada que é advectada fica próxima de 1, ou seja, quase nada se perde por radiação. O disco se estende de 1 a 100 mil raios de Schwarzschild, a escala do raio de Bondi, onde a energia térmica do gás ambiente se iguala à sua energia de ligação gravitacional. Como a ação acontece muito perto do centro, essa borda externa pouco influencia o resultado.

Há um ingrediente adicional vindo das imagens do Event Horizon Telescope. As simulações magneto-hidrodinâmicas que melhor reproduzem o anel de Sagitário A divulgado em 2022, e a sua polarização publicada em 2024, são as de um disco magneticamente detido, ou MAD, da sigla em inglês magnetically arrested disk*, no qual tanto fluxo magnético se acumula junto ao horizonte que a pressão do campo passa a rivalizar com a pressão dinâmica do gás e a interromper a acreção de forma intermitente.

Os únicos modelos que satisfazem todas as restrições observacionais, exceto as de variabilidade, são MAD com spin adimensional de 0,5 ou 0,94 e inclinação de 30 graus entre o eixo de rotação e a linha de visada. A partir desses vínculos, o grupo define cinco cenários: um de referência, com spin 0,94 e campo de 100 gauss; dois que variam o campo para 30 e 560 gauss mantendo o spin alto; e dois que fixam o campo em 100 gauss e reduzem o spin para 0,7 e 0,5.

A fábrica de nêutrons fica no coração desse disco. A um trilhão de kelvins, a energia térmica típica de um íon ronda as dezenas de milhões de elétrons-volt, suficiente para superar o limiar de cerca de 20 MeV necessário para quebrar um núcleo de hélio-4. Com uma composição de 75% de hidrogênio e 25% de hélio em massa, a reação dominante é a de um próton que colide com uma partícula alfa e produz um próton, um nêutron e um núcleo de hélio-3.

Outros canais existem, como a colisão próton-próton que gera um píon positivo e um nêutron, ou reações com trítio e deutério, mas as abundâncias desses núcleos são desprezíveis e as seções de choque são comparáveis entre si, de modo que o limiar de energia decide a hierarquia. A produção só é eficiente onde o gás é denso e quente, dentro de uns 100 raios de Schwarzschild; os autores restringem o cálculo aos 15 raios mais internos, onde a densidade de prótons e de partículas alfa cresce sem parar rumo ao centro.

É aqui que o estudo se afasta dos cálculos anteriores. Quase todos os trabalhos sobre nêutrons em ADAFs, inclusive a estimativa publicada em 2024 por Myeonghwan Oh e Myeong-Gu Park para este mesmo cenário em Sagitário A*, assumiam que os nêutrons recém-nascidos herdam a distribuição térmica de Maxwell-Boltzmann do plasma. A hipótese é razoável para prótons e partículas alfa, que trocam energia o tempo todo por interações de Coulomb.

Para nêutrons, não. Sem carga, eles só poderiam se termalizar por colisões nucleares, e a densidade de um ADAF é baixa demais para isso: o livre caminho médio calculado pelos autores ultrapassa 100 mil raios de Schwarzschild, maior que o próprio disco. Um nêutron, depois de produzido, em geral nunca mais colide com nada. Sua energia é a que a cinemática da reação lhe deu no instante do nascimento, e é essa distribuição, extraída diretamente da seção de choque diferencial da reação próton-alfa, calibrada em medições de laboratório dos anos 1970, que o grupo usa como ponto de partida.

A diferença não é cosmética. Uma parte dos nêutrons nasce com energia cinética suficiente para vencer a atração gravitacional e escapar do disco, e essa fração depende da cauda de altas energias da distribuição, justamente onde a hipótese térmica mais erra. Com a distribuição cinemática, a fração de escape é desprezível perto do horizonte, onde o poço gravitacional é mais fundo, e cresce lentamente para fora, chegando a cerca de 6% a 15 raios de Schwarzschild. A aproximação de Maxwell-Boltzmann superestima essa fuga por um fator de algumas unidades ao longo de quase todo o intervalo radial.

O mesmo acontece com o espectro: as duas abordagens concordam na forma geral, mas o tratamento cinemático prevê bem menos nêutrons nas energias mais altas, com diferenças que se aproximam de uma ordem de grandeza e que aumentam com o raio de produção. Como taxas de produção de nêutrons em ADAFs são usadas em vários outros contextos astrofísicos, os autores sugerem que o resultado tenha implicações além do caso estudado.

O espectro resultante, já descontados os nêutrons que fogem, mostra onde a fábrica realmente trabalha. A 2 raios de Schwarzschild, a taxa de produção por unidade de volume supera em mais de duas ordens de grandeza a de 10 raios, reflexo direto do aumento da densidade e da temperatura rumo ao centro. Para ler os gráficos, uma tradução ajuda: 940 milhões de elétrons-volt é a energia de repouso do nêutron, de modo que as curvas começam quase em zero de energia cinética e se estendem até 1,1 bilhão de elétrons-volt, o que corresponde a nêutrons com até cerca de 160 MeV de energia de movimento, viajando a uma fração apreciável da velocidade da luz. Esse detalhe será decisivo adiante, porque a energia final do próton acelerado é essencialmente um múltiplo da energia do nêutron que o originou.

Produzido, o nêutron precisa chegar à ergosfera antes de morrer. Essa é a segunda inovação do trabalho. Oh e Park haviam calculado as trajetórias em um espaço-tempo de Schwarzschild, sem rotação; o grupo de Madri resolve as equações geodésicas na métrica de Kerr, levando em conta o arrasto do espaço-tempo pelo spin, e mede ao longo de cada trajetória o tempo próprio acumulado, que é o relógio que governa o decaimento.

A vida média do nêutron livre, 879,4 segundos com incerteza de 0,6 segundo, equivale a pouco menos de quinze minutos. Para o buraco negro de Sagitário A*, um raio de Schwarzschild mede cerca de 12 milhões de quilômetros, 17 vezes o raio do Sol, e 15 raios somam quase 180 milhões de quilômetros, mais do que a distância entre a Terra e o Sol. Em números redondos, um nêutron nascido na borda da região estudada e viajando a um terço da velocidade da luz gasta meia hora para chegar e precisa sobreviver a duas vidas médias; a maioria não consegue.

Como o cálculo da produção integra sobre todas as direções de emissão, os autores assumem que os nêutrons são emitidos isotropicamente no referencial local do gás e sorteiam muitas realizações de momento angular para cada energia e raio de produção, calculando a trajetória de Kerr correspondente e a probabilidade de sobrevivência em cada uma. A média dessas realizações compõe um mapa cuja leitura é imediata. A chance de alcançar a ergosfera com vida depende fortemente do raio de origem, caindo de valores próximos de 1 para nêutrons nascidos a 2 raios de Schwarzschild a algo entre um e dois décimos para os nascidos a 15 raios. A dependência com a energia é suave: nêutrons mais rápidos acumulam menos tempo próprio e sobrevivem um pouco mais, efeito perceptível só para os que partem de longe. Nêutrons lentos nascidos na periferia são os mais suprimidos de todos.

Multiplicando a taxa de produção pela probabilidade de sobrevivência e integrando sobre o volume do disco, o grupo obtém o espectro de nêutrons que efetivamente alcança a ergosfera no cenário de spin 0,94. A curva sobe quase verticalmente a partir do limiar da reação, atinge o pico em torno de 10³² nêutrons por MeV por segundo logo acima de 950 MeV e cai de forma exponencial até 1,1 GeV. Os cenários com spin 0,5 e 0,7 produzem resultados muito parecidos, com variações pequenas ligadas à dependência da sobrevivência com a rotação.

Os autores testaram também a hipótese, defendida em trabalhos de Dhurandhar e Dadhich dos anos 1980, de que a região onde o MPP pode operar se estende além da ergosfera clássica, formando uma ergosfera efetiva; ao estender o limite até 5 raios de Schwarzschild, a taxa de nêutrons disponível cresce só por um fator próximo de 2 em baixas energias, e ainda menos em altas. Por essa razão o cálculo final se restringe à ergosfera propriamente dita, uma escolha deliberadamente conservadora.

Dentro da ergosfera, o cenário muda de ferramenta. Para descrever o campo eletromagnético, os autores recorrem à solução de Wald, de 1974, uma solução exata das equações de Maxwell no espaço-tempo de Kerr para um campo magnético uniforme alinhado com o eixo de rotação. A justificativa é de escala: a geometria real do campo em torno de Sagitário A* é certamente complexa, mas o decaimento de um nêutron ocorre em uma região minúscula, onde o campo pode ser tratado como localmente uniforme.

A rotação do buraco negro torce as linhas de campo por arrasto do espaço-tempo e induz um campo elétrico quadrupolar, acompanhado de uma carga elétrica induzida no próprio objeto. É essa componente elétrica que fornece a energia necessária para que uma das partículas carregadas ocupe uma órbita de energia negativa sem a exigência de velocidades extremas. Com o campo alinhado ao spin, a carga induzida é positiva, e o desfecho energeticamente favorecido é o elétron ser capturado e o próton escapar, guiado pelas linhas de campo, ao longo do eixo polar.

A eficiência do processo, definida como a razão entre a energia líquida extraída e a energia da partícula incidente, tem na solução de Wald uma expressão de duas parcelas. A primeira é puramente geométrica e reproduz o processo de Penrose original, com seus 20,7% no máximo. A segunda é proporcional ao produto do campo magnético, da massa do buraco negro e do spin, multiplicado pela razão entre a carga do próton e a massa do nêutron. Como essa razão carga-massa é enorme em unidades naturais, a parcela magnética domina tudo. Com o ponto de decaimento fixado no raio de Schwarzschild, posição em que um fragmento cai e o outro escapa, a parcela geométrica se anula e toda a eficiência vem do campo.

Os números resultantes são de outro mundo: no cenário de referência, a eficiência é de quase 9 milhões, isto é, o próton sai com cerca de 9 milhões de vezes a energia do nêutron. Com 30 gauss ela cai para 2,6 milhões; com 560 gauss sobe a 50 milhões; com spin 0,5 e 0,7, vale 4,7 e 6,6 milhões.

Traduzidas em energia, essas eficiências levam os prótons ao território dos peta-elétron-volts. Como o próton herda praticamente toda a energia do nêutron pai, com correções abaixo de um por mil, segundo demonstram os autores em um apêndice dedicado à cinemática do decaimento, basta multiplicar a energia do nêutron, da ordem de 1 GeV, pelo fator de eficiência. O resultado para a energia máxima dos prótons é de 2,93 PeV no cenário de campo fraco, 9,75 PeV no de referência, 54,56 PeV no de campo forte, 5,18 PeV com spin 0,5 e 7,26 PeV com spin 0,7.

Para situar esses valores, os prótons do LHC circulam com 6,8 TeV; o próton mais energético do cenário de referência carrega mais de mil vezes isso, e o do cenário de 560 gauss, oito mil vezes. O joelho do espectro de raios cósmicos, a inflexão observada em torno de 3 PeV que marca o limite aparente dos aceleradores galácticos, cai bem dentro desse intervalo.

Há um preço a pagar pelas energias mais altas. O espectro de prótons acelerados mostra que, quanto maior o spin ou o campo magnético, mais energéticos ficam os prótons, mas menor é a taxa com que eles são produzidos. A explicação está na dinâmica das partículas em um espaço-tempo em rotação: o arrasto tende a aprisionar as partículas em corrotação e atrasa a queda em direção ao horizonte, de modo que, para spins maiores, elas ficam confinadas por mais tempo antes da captura e a taxa efetiva de produção de prótons diminui. Campos mais intensos têm efeito semelhante, aumentando o tempo de residência perto do buraco negro. As taxas ficam entre 10³³ e 10³⁴ prótons por PeV por segundo, cada cenário desenhando um pico estreito deslocado em energia conforme o spin e o campo, uma assinatura que vai reaparecer, suavizada, nos espectros de raios gama.

Integrando energia vezes taxa, obtém-se a potência cinética do feixe de prótons. Ela vai de 2,8 × 10³⁷ erg por segundo no cenário de campo fraco a 5,2 × 10³⁸ no de campo forte, com o cenário de referência em cerca de 9 × 10³⁷. Em termos solares, são de alguns milhares a mais de cem mil luminosidades do Sol apenas em prótons, uma potência muito superior à que Sagitário A* emite em radiação.

Os autores pedem cautela na interpretação: não há evidência conclusiva de um jato persistente no centro galáctico. Estruturas em rádio, raios X e cinemática do gás já foram apontadas como sinais de uma saída colimada fraca, mas também se explicam por ventos ou pela morfologia complexa do próprio fluxo de acreção. Se um jato existe, deve ser compacto, fraco e radiativamente ineficiente. As potências calculadas são, assim, estimativas teóricas para um escoamento dominado por prótons e alimentado pelo MPP, não a descrição de algo já observado.

Para entender por que esses números importam, é preciso voltar a 1912, quando Victor Hess subiu de balão e descobriu que a Terra é bombardeada por partículas carregadas vindas do espaço. Mais de um século depois, a origem dos raios cósmicos mais energéticos continua em aberto. O espectro observado se estende sem interrupção até além de 10²⁰ elétrons-volt, com uma mudança de inclinação, o chamado knee, ou joelho, em torno de 3 PeV, cuja origem física segue inexplicada apesar de décadas de estudo.

A interpretação mais aceita é que o joelho marca a energia máxima a que as fontes galácticas conseguem acelerar prótons, e a elas se dá o nome de PeVatrons, aceleradores de peta-elétron-volts. Remanescentes de supernova, microquasares e o próprio Sagitário A estão entre os candidatos. No diagrama de Hillas, que cruza o tamanho de uma fonte com a intensidade do seu campo magnético para dizer que energia máxima ela consegue confinar e acelerar, a região ocupada por Sagitário A nos cenários do estudo cai em cheio entre os PeVatrons galácticos.

A conexão com a observação já existe há uma década. Em 2016, a colaboração do High Energy Stereoscopic System, o H.E.S.S., instalado na Namíbia, publicou na Nature a detecção de uma emissão difusa de raios gama de energias muito altas que se estende pelos 200 parsecs centrais da Galáxia e acompanha de perto a distribuição do gás molecular denso.

O perfil de densidade de raios cósmicos inferido dessa emissão aponta para um acelerador persistente de prótons de PeV operando junto ao centro dinâmico da Via Láctea, e o centroide da emissão difusa coincide com a fonte pontual HESS J1745-290, cuja posição é compatível com a de Sagitário A* e cujo espectro em lei de potência se estende até dezenas de TeV sem sinal de corte. Em 2024, o observatório HAWC, no México, confirmou uma contrapartida, HAWC J1746-2856, sem corte espectral até 100 TeV. A resolução angular dos instrumentos não permite uma identificação inequívoca, e há contrapartidas alternativas em disputa, da nebulosa de vento de pulsar G359.95-0.04 a um pico de aniquilação de matéria escura.

Os prótons acelerados pelo MPP teriam um alvo à mão. O centro galáctico abriga a Zona Molecular Central, ou CMZ, da sigla em inglês Central Molecular Zone, um disco de gás molecular denso com cerca de 200 parsecs de extensão e 75 parsecs de altura, uns 650 por 250 anos-luz. Prótons que escapem da vizinhança do buraco negro e cruzem essa região colidem com os núcleos do gás e produzem píons; os píons neutros decaem em pares de fótons de raios gama, os carregados em múons e neutrinos.

A geometria ajuda. As observações do Event Horizon Telescope indicam que o eixo de rotação de Sagitário A* não aponta para nós e está inclinado em relação ao plano galáctico, de modo que um feixe de prótons lançado ao longo desse eixo intercepta uma fração substancial da CMZ em vez de fugir perpendicularmente ao disco. Se o eixo fosse perpendicular ao plano, notam os autores, a interação com o gás seria fortemente suprimida, situação que pode valer para outros buracos negros supermassivos, mas não para o nosso.

O cálculo da emissão segue uma receita padrão de propagação de raios cósmicos. Os prótons injetados difundem pelo meio circundante com o mesmo coeficiente de difusão medido localmente para os raios cósmicos galácticos, assumindo turbulência do tipo Kolmogorov, estado estacionário, difusão isotrópica, perdas de energia desprezíveis e um coeficiente espacialmente uniforme. O fluxo de prótons a 200 parsecs do centro é então combinado com as seções de choque próton-próton do pacote AAfrag, o estado da arte para a produção de partículas secundárias nessas colisões, e com uma densidade média de gás de 200 átomos de hidrogênio por centímetro cúbico para toda a CMZ.

A luminosidade em raios gama resultante é convertida em fluxo na Terra adotando 8,3 quiloparsecs, cerca de 27 mil anos-luz, para a distância ao centro galáctico. Para comparar com o H.E.S.S., que mediu a emissão difusa no 0,45 grau interno, o fluxo integrado é dividido pelo ângulo sólido de uma esfera de 200 parsecs vista dessa distância.

O resultado fica abaixo da emissão difusa observada pelo H.E.S.S., mas por pouco. Em todos os cenários, a curva prevista sobe até a faixa de centenas de TeV e cai depois; o cenário de campo forte, com prótons de até 55 PeV, chega mais perto dos dados e se estende até dezenas de PeV em energia de fótons. A leitura dos autores é que o MPP em Sagitário A* pode fornecer uma contribuição não desprezível à emissão difusa do centro galáctico, ainda que outros processos devam participar.

Na comparação com as fontes pontuais, feita para os 10 parsecs internos com um perfil de densidade de gás que chega a 80 mil átomos por centímetro cúbico entre 1 e 3 parsecs do centro, todas as previsões ficam abaixo dos espectros de HESS J1745-290 e HAWC J1746-2856 e respeitam os limites superiores atuais. Nenhum dos cinco cenários é excluído pelas observações existentes, e todos poderiam responder por uma parcela relevante do que já se vê.

Mais interessante do que a normalização é a forma. Os espectros de raios gama previstos não seguem a lei de potência que descreve a maioria das fontes de energias muito altas; eles têm uma curvatura característica, herdada do pico estreito do espectro de prótons, com uma subida bem definida e um corte que se desloca em energia conforme o spin e o campo magnético do buraco negro. Se um espectro com essa forma for isolado nos dados do centro galáctico, ele funcionará como uma impressão digital do processo Penrose magnético, e a posição do corte se converterá em uma medida indireta de dois parâmetros que hoje só se estimam por modelagem: a velocidade de rotação de Sagitário A* e o campo magnético junto ao seu horizonte. É um exemplo raro de física da escala do horizonte deixando uma marca legível a 27 mil anos-luz de distância.

Os neutrinos oferecem a prova mais limpa, porque só colisões hadrônicas os produzem. O grupo repete o cálculo trocando a seção de choque de produção de raios gama pelo rendimento de neutrinos das mesmas colisões próton-próton e compara o resultado com a emissão difusa do plano galáctico anunciada pelo IceCube em 2023, descrita pelos modelos KRA-gamma e de decaimento de píons neutros e confirmada por uma atualização de 2026. Em todos os cenários, o fluxo previsto fica abaixo dessa componente difusa, embora as formas espectrais sugiram que as curvas podem se aproximar nas energias mais altas.

Como a resolução angular e a sensibilidade do IceCube ainda não permitem isolar a contribuição do centro galáctico, e as buscas dedicadas por fontes pontuais na Galáxia interna só produziram limites superiores, a comparação é menos restritiva do que no caso dos raios gama. O que o estudo afirma é que o MPP pode ser uma fonte viável de neutrinos de alta energia nessa região.

A pergunta que fica é se alguém conseguirá ver isso. Os autores confrontam as previsões com as curvas de sensibilidade de instrumentos atuais e futuros, com a ressalva de que essas curvas são calculadas para espectros em lei de potência e condições de observação genéricas, de modo que a comparação é indicativa, não um veredito. Com 525 horas de exposição, o H.E.S.S. não alcança nenhum dos cenários, o que é coerente com o fato de a emissão prevista não ultrapassar o que ele já mediu de HESS J1745-290.

O conjunto sul do Cherenkov Telescope Array Observatory, o CTAO, em construção no Chile, com as mesmas 525 horas previstas para o seu levantamento do centro galáctico, chega a um fator de 2 a 3 das previsões na faixa de 10 a 100 TeV. Para os autores, uma separação tão modesta não deve ser lida como impossibilidade de detecção, e sim como convite a uma análise dedicada, com simulações feitas sob medida para a forma espectral e a morfologia previstas.

O panorama mais favorável vem do Southern Wide-field Gamma-ray Observatory, o SWGO, um observatório de chuveiros atmosféricos de grande campo de visão planejado para os Andes chilenos e voltado justamente para o céu austral em energias de TeV a PeV. Com cinco anos de dados, a sensibilidade projetada do SWGO cobre todos os cenários considerados no trabalho, o que faria dele o primeiro instrumento capaz de testar o processo Penrose magnético em Sagitário A*. Do lado dos neutrinos, a próxima geração de telescópios submarinos e subglaciais entra em cena: o KM3NeT/ARCA, no Mediterrâneo, e o IceCube-Gen2, no Polo Sul, devem melhorar substancialmente a sensibilidade a fontes pontuais na Galáxia interna, com contribuições complementares do Baikal-GVD, no lago Baikal, e, mais adiante, do TRIDENT, proposto para o Pacífico ocidental. A detecção de uma contrapartida de neutrinos de energias muito altas seria a confirmação definitiva de que a emissão do centro galáctico tem origem hadrônica.

Os próprios autores listam os pontos frágeis. O cálculo da produção de nêutrons considera apenas a reação dominante, e um tratamento completo precisaria seguir a evolução nuclear do fluxo, inclusive as reações que consomem as partículas alfa que servem de matéria-prima. A eficiência do MPP é avaliada em um único ponto de decaimento, idealizado como suficientemente próximo do horizonte externo; decaimentos em outros pontos da ergosfera renderiam eficiências menores, com prótons menos numerosos e menos energéticos, incerteza parcialmente compensada pela escolha conservadora de ignorar qualquer contribuição de fora da ergosfera.

O spin e o campo magnético de Sagitário A* seguem mal determinados e dependem das hipóteses dos modelos usados para interpretar os dados do Event Horizon Telescope, razão pela qual o estudo varre cinco combinações em vez de apostar em uma. E a propagação dos raios cósmicos no centro galáctico, onde campos mais fortes, turbulência maior e gás distribuído de forma complexa podem alterar a difusão, foi tratada com o coeficiente medido na vizinhança solar, hipótese que implicitamente supõe que todos os prótons acelerados alcançam a CMZ.

Um ponto que os autores fazem questão de esclarecer é que o uso da solução de Wald não amarra o resultado a um disco magneticamente detido. Qualquer geometria de campo que seja aproximadamente uniforme na região minúscula onde ocorre o decaimento serve, de modo que a conclusão vale para uma classe ampla de configurações magnéticas em torno do buraco negro. Sob essa hipótese, a principal fonte de incerteza passa a ser a intensidade do campo, não a sua forma local, e é exatamente a intensidade que o Event Horizon Telescope vem medindo com precisão crescente em luz polarizada. O trabalho também recupera uma conclusão de 2020 de Tursunov e colaboradores, segundo a qual Sagitário A* conseguiria acelerar prótons a cerca de 3 PeV pelo MPP, agora com um tratamento que acompanha a população de nêutrons desde o nascimento no disco até a aceleração final.

O horizonte observacional não se limita aos raios gama e aos neutrinos. A próxima geração do Event Horizon Telescope, o ngEHT, promete ganhos substanciais em resolução angular, sensibilidade e fidelidade de imagem, suficientes para acompanhar a dinâmica e a estrutura do fluxo de acreção mais interno de Sagitário A*. O ALMA, no deserto do Atacama, segue como peça central das redes globais de interferometria de linha de base muito longa, que combinam radiotelescópios separados por milhares de quilômetros em uma abertura efetiva do tamanho da Terra, e as suas atualizações em curso devem apertar os vínculos sobre a configuração do campo magnético, as propriedades do plasma e os processos de aceleração perto do horizonte. A combinação dessas medições com as dos observatórios de altas energias é o que pode fechar o circuito: conectar as condições do plasma a poucas dezenas de milhões de quilômetros do horizonte às partículas que chegam a detectores na Terra.

A metodologia, insistem os autores, não é exclusiva do nosso centro galáctico. O mesmo encadeamento, produção de nêutrons em um fluxo de acreção quente, propagação em espaço-tempo de Kerr, decaimento na ergosfera e aceleração pelo campo, pode ser aplicado a núcleos ativos de galáxias e a outros buracos negros supermassivos magnetizados, onde campos mais intensos e massas maiores empurrariam as energias ainda mais para cima, rumo aos raios cósmicos de ultra-alta energia que ultrapassam 10¹⁸ elétrons-volt. Trabalhos anteriores já haviam sugerido que buracos negros de massa estelar poderiam chegar a 10¹⁶ elétrons-volt e os supermassivos a mais de 10²⁰ por esse caminho. O que o estudo de Madri acrescenta é um protótipo completo, com todos os elos quantificados e com previsões que podem ser confrontadas com dados dentro de uma década.

Resta a imagem com que se começou. Um nêutron que nasceu da ruína de um núcleo de hélio em um gás mais quente do que o interior de qualquer estrela, que cruzou uma distância maior que a órbita da Terra em menos de um quarto de hora e que se desfez no único lugar da vizinhança cósmica onde o espaço gira junto com a matéria. O elétron que ele deixou para trás afundou no horizonte com energia negativa. O próton seguiu pelo eixo polar, cruzou nuvens moleculares a 27 mil anos-luz de nós e, ao colidir com um núcleo de hidrogênio, acendeu um fóton de raios gama que um detector nos Andes poderá registrar antes do fim da década. Se esse fóton for encontrado, com a curvatura espectral que os cálculos preveem, teremos visto pela primeira vez uma ideia de 1969 funcionando: um buraco negro pagando, com a própria rotação, a conta de uma partícula que ousou morrer na hora certa.