No alto do planalto de Khomas, na Namíbia, a 1.800 metros de altitude e a cerca de cem quilômetros de Windhoek, cinco telescópios giram em silêncio na direção do centro da Via Láctea. Eles não captam a luz das estrelas. Captam relâmpagos azulados que duram poucos bilionésimos de segundo e nascem quando um raio gama de energia extrema se despedaça contra o alto da atmosfera. Entre 2014 e 2020, esses telescópios acumularam 546 horas apontados para a região mais densa da nossa galáxia à procura de uma única cor de luz: um fóton com energia exata, idêntica à massa de uma partícula que ninguém jamais viu. Se essa cor aparecesse, seria a assinatura inequívoca da matéria escura se aniquilando no coração da Galáxia. Ela não apareceu. E é justamente esse silêncio que acaba de ser transformado em um dos resultados mais rigorosos já obtidos sobre a natureza da substância invisível que mantém a Via Láctea coesa.

O resultado foi publicado como pré-impressão no arXiv em 7 de agosto de 2026 pela Colaboração H.E.S.S., sob o título Search for gamma-ray spectral lines from dark matter annihilation with the H.E.S.S. Inner Galaxy Survey, ou busca por linhas espectrais de raios gama produzidas pela aniquilação de matéria escura com o levantamento da Galáxia interna do H.E.S.S. O artigo, assinado por mais de uma centena de pesquisadores e tendo como autores correspondentes os físicos Alessandro Montanari, do Observatório Estadual de Heidelberg, e Emmanuel Moulin, do CEA de Paris-Saclay, analisa o maior conjunto de dados já reunido por telescópios Cherenkov sobre o centro galáctico. Nenhum sinal foi encontrado, mas os limites impostos à taxa de aniquilação são os mais restritivos da história para partículas com massas entre 300 gigaelétron-volts e 30 teraelétron-volts e, pela primeira vez, alcançam a previsão de um dos candidatos mais cobiçados da física de partículas: o Higgsino térmico.

A matéria escura é o maior enigma não resolvido da física contemporânea, e o tamanho do problema está nos números. As medições do fundo cósmico de micro-ondas feitas pelo satélite Planck, somadas à dinâmica de galáxias e aglomerados, indicam que cerca de 85% de toda a matéria do Universo não é feita de prótons, nêutrons e elétrons. Esse componente não emite, não absorve e não reflete luz; revela-se apenas pela gravidade que exerce. Foi a gravidade de uma massa invisível que fez Fritz Zwicky estranhar, em 1933, a velocidade das galáxias do aglomerado de Coma, e foi ela que levou Vera Rubin, décadas depois, a medir estrelas girando rápido demais nas bordas das espirais. Quase um século após os primeiros indícios, ninguém sabe do que essa substância é feita. Sabemos apenas que ela é fria, isto é, que se move devagar em comparação com a luz, e que interage muito fracamente, se é que interage, com a matéria comum.

Entre as dezenas de hipóteses propostas, uma família de candidatos se destacou por décadas pela elegância: as partículas massivas de interação fraca, conhecidas pela sigla inglesa WIMP, de Weakly Interacting Massive Particles. A ideia é simples. No Universo primordial, quente e denso, partículas e antipartículas de matéria escura seriam criadas e destruídas continuamente, em equilíbrio com o plasma de radiação. À medida que o cosmos se expandia e esfriava, a criação cessou, as aniquilações ficaram cada vez mais raras e uma população residual sobreviveu, congelada no tempo. O que torna a hipótese tão atraente é uma coincidência numérica: se essas partículas tiverem massa entre alguns gigaelétron-volts e cerca de 100 teraelétron-volts e interagirem com a força típica da interação nuclear fraca, a quantidade que sobra desse processo coincide com a densidade de matéria escura medida hoje. Os físicos chamam esse resíduo de relíquia térmica.

Durante vinte anos, três estratégias atacaram o problema. Detectores subterrâneos, instalados em minas e túneis para fugir dos raios cósmicos, esperam que uma partícula de matéria escura colida com um núcleo atômico de xenônio ou argônio e deposite uma quantidade ínfima de energia. O Grande Colisor de Hádrons, o LHC, tenta produzir a partícula diretamente nas colisões entre prótons. E telescópios de raios gama procuram os produtos da aniquilação nas regiões onde a matéria escura se concentra. As duas primeiras abordagens já excluíram boa parte do território das WIMPs leves, com massas de até algumas centenas de gigaelétron-volts. O que restou intocado é a fronteira pesada, a dos candidatos com massas de teraelétron-volts, mil vezes a massa do próton, que é exatamente onde vivem os modelos mais bem fundamentados da teoria.

Esses modelos pertencem a uma classe batizada de Minimal Dark Matter, matéria escura mínima, proposta em 2006 pelos físicos Marco Cirelli, Nicolao Fornengo e Alessandro Strumia. Em vez de construir uma teoria completa, como a supersimetria, que prevê um parceiro para cada partícula conhecida, a abordagem mínima acrescenta ao Modelo Padrão um único ingrediente: uma partícula pesada que sente a interação eletrofraca, a mesma que governa o decaimento radioativo e a física dos bósons W e Z. Dependendo de como essa partícula se organiza em relação à simetria da força fraca, surgem três candidatos canônicos. O Higgsino forma um dubleto, o Wino um tripleto e o Quintupleto, como o nome indica, um conjunto de cinco estados. Os dois primeiros aparecem naturalmente na supersimetria como parceiros do bóson de Higgs e do bóson W, o que explica por que são perseguidos há tanto tempo.

A beleza desses modelos é que eles não têm botões para girar. Uma vez fixada a representação do grupo de simetria, a intensidade da interação está determinada, e a exigência de que a relíquia térmica reproduza a densidade de matéria escura observada fixa também a massa. Os cálculos mais recentes, que incluem efeitos não perturbativos e a formação de estados ligados, apontam para 1,0 ± 0,1 TeV no caso do Higgsino, 2,9 ± 0,1 TeV para o Wino e 13,6 ± 0,8 TeV para o Quintupleto. São alvos com endereço definido. Se a natureza escolheu um deles, a partícula tem massa conhecida com precisão de 10%, e uma busca experimental que alcance a taxa de aniquilação prevista para essa massa pode confirmar ou descartar o candidato de uma vez. É esse tipo de teste definitivo que estava fora do alcance de qualquer instrumento até agora.

O LHC, com toda a sua energia, não chega lá. As buscas no colisor europeu excluíram Winos com massa até cerca de 500 GeV, menos de um quinto do valor térmico, e o Higgsino é ainda mais escorregadio: mesmo a região em torno de 400 GeV é mal coberta pelo conjunto completo de dados do acelerador. Produzir um Higgsino de 1 TeV exige máquinas que ainda não existem, como um colisor de múons de 10 TeV ou o colisor circular de 100 TeV proposto pelo CERN para a segunda metade do século. Os detectores subterrâneos enfrentam uma barreira de outra natureza. A seção de choque com que o Wino térmico colidiria com um núcleo atômico está próxima do chamado neutrino floor, o piso de neutrinos, e a do Higgsino está muito abaixo dele.

O piso de neutrinos é o limite em que os detectores deixam de enxergar a matéria escura porque passam a ser ofuscados por uma fonte inevitável de ruído: os neutrinos do Sol, da atmosfera e das supernovas distantes. Essas partículas também colidem com os núcleos do detector e produzem recuos indistinguíveis dos que uma WIMP causaria. Abaixo desse piso, aumentar o tamanho do experimento não ajuda, porque o ruído cresce junto com o sinal. Para o Higgsino térmico, a previsão da taxa de colisões é tão pequena que nenhum experimento em operação ou em planejamento consegue sondá-la. Resta, portanto, um único caminho experimental para testar esses modelos nas próximas décadas: observar o céu e procurar os raios gama que eles produziriam ao se aniquilar.

Praticamente todos os modelos de WIMP pesada preveem fótons no estado final da aniquilação. A maior parte desses fótons forma um contínuo, um espectro suave gerado pela cascata de decaimentos dos produtos intermediários. Mas há um segundo componente, muito mais raro e muito mais eloquente. Quando duas partículas de matéria escura se aniquilam diretamente em dois fótons, toda a energia de repouso, dada pela equação E = mc², é dividida igualmente entre eles. Como as partículas do halo galáctico se movem a cerca de 300 quilômetros por segundo, um milésimo da velocidade da luz, elas estão praticamente em repouso para os padrões da física de partículas, e cada fóton sai com energia idêntica à massa da partícula. O resultado é uma linha espectral: um pico estreito em uma única energia, com largura limitada apenas pela resolução do detector.

Uma linha é, para um astrofísico de altas energias, o equivalente a uma impressão digital. Todos os processos conhecidos que geram raios gama de teraelétron-volts na Galáxia, da aceleração de partículas em restos de supernova à colisão de raios cósmicos com nuvens de gás, produzem espectros contínuos que caem suavemente com a energia, seguindo leis de potência. Nenhum deles é capaz de fabricar um pico monocromático. Assim como a luz amarela de uma lâmpada de sódio denuncia a presença desse elemento sem margem para dúvida, um pico de raios gama em uma energia precisa, concentrado na direção do centro galáctico e enfraquecendo com a distância a ele, não poderia ser explicado por nada além de uma partícula nova se destruindo. É por isso que a busca por linhas é considerada a estratégia mais limpa de toda a detecção indireta.

Há um detalhe técnico que torna os candidatos eletrofracos especialmente adequados a essa busca. A aniquilação direta em dois fótons costuma ser um processo raro, suprimido por um fator proporcional ao quadrado da constante de estrutura fina, porque exige um laço quântico intermediário. Para partículas de teraelétron-volts, porém, entra em cena o Sommerfeld enhancement, o reforço de Sommerfeld: ao se aproximarem lentamente, as duas partículas trocam bósons W e Z, e essa troca age como uma força atrativa que as puxa uma para a outra e multiplica a probabilidade de aniquilação. O efeito chega a formar estados ligados, uma espécie de átomo de matéria escura que decai logo em seguida. Somados aos fótons de ponta, aqueles emitidos em processos com três ou mais corpos mas com energia quase igual à massa, esses mecanismos elevam a seção de choque da linha a valores muito acima do que a conta ingênua sugeriria.

Na prática, os telescópios Cherenkov não distinguem os diferentes canais que produzem a linha. Com resolução em energia de cerca de 10%, a aniquilação em dois fótons e a aniquilação em um fóton mais um bóson Z, cuja energia difere da primeira por uma fração minúscula para massas de teraelétron-volts, se fundem em um único pico. Os autores definem, por isso, a seção de choque da linha como a soma do canal de dois fótons com metade do canal fóton-Z, já que este último entrega um só fóton por evento, e incluem na mesma grandeza a contribuição dos fótons de ponta. É essa quantidade, medida em centímetros cúbicos por segundo e representada pelo símbolo ⟨σv⟩, que pode ser comparada diretamente com as previsões teóricas calculadas para o Wino, o Higgsino e o Quintupleto.

Onde procurar? A taxa de aniquilação cresce com o quadrado da densidade de matéria escura, o que favorece esmagadoramente o centro da Via Láctea, a região mais densa e mais próxima de nós. As galáxias anãs esferoidais que orbitam a nossa são alternativas valiosas, porque quase não têm gás nem estrelas jovens e, portanto, quase não produzem raios gama convencionais, mas o sinal esperado delas é ordens de grandeza menor. O centro galáctico tem o problema oposto: é brilhante demais. Ali vivem o buraco negro Sagittarius A*, nebulosas de vento de pulsar, restos de supernova e um emaranhado de nuvens moleculares bombardeadas por raios cósmicos, todos emissores de raios gama de alta energia. A estratégia da colaboração foi contornar essa contaminação, excluindo as fontes conhecidas e vasculhando a região do halo logo acima e abaixo do plano galáctico.

O instrumento dessa caçada é o High Energy Stereoscopic System, o sistema estereoscópico de alta energia, cuja sigla homenageia Victor Hess, o físico austríaco que descobriu os raios cósmicos em voos de balão em 1912 e ganhou o Nobel por isso. Instalado no planalto de Khomas, perto da montanha Gamsberg, o observatório entrou em operação entre 2002 e 2004 com quatro telescópios de 12 metros de diâmetro, dispostos nos vértices de um quadrado de 120 metros de lado, e ganhou, em 2012, um quinto telescópio de 28 metros no centro do arranjo, um dos maiores refletores ópticos já construídos. Suas coordenadas, 23 graus de latitude sul, colocam o centro da Via Láctea quase a pino durante o inverno austral, uma vantagem geográfica que nenhum observatório do Hemisfério Norte pode igualar.

Esses telescópios não veem raios gama diretamente, porque a atmosfera os bloqueia. Veem suas consequências. Quando um fóton de 1 TeV, que carrega a energia cinética de um mosquito em voo concentrada em uma única partícula, penetra no ar, ele se converte em um par elétron-pósitron, e cada um deles gera novos fótons e novos pares em uma cascata que atinge o máximo a cerca de 10 quilômetros de altitude e chega a conter milhares de partículas. Como elas viajam mais rápido que a luz no ar, emitem um cone de luz azul, a radiação Cherenkov, que dura alguns bilionésimos de segundo e ilumina no solo um círculo com cerca de 250 metros de diâmetro. Os espelhos captam essa luz, e as câmeras ultrarrápidas registram a imagem da cascata. Vista de vários telescópios ao mesmo tempo, em estéreo, a imagem revela a direção de chegada e a energia do fóton original.

A geografia explica a vantagem competitiva do H.E.S.S. nessa busca: o observatório pode acompanhar o centro galáctico por mais de 300 horas por ano com ângulos zenitais abaixo de 30 graus, embora a disputa por tempo com outros alvos reduza a cota realista a cerca de 100 horas anuais. Até agora, os limites mais rigorosos vinham de 254 horas de observações do próprio H.E.S.S., reunidas ao longo de dez anos e publicadas em 2018, para massas até 20 TeV, e de 223 horas do observatório MAGIC, nas Ilhas Canárias, que observou o centro galáctico a grandes ângulos zenitais para alcançar massas acima de 20 TeV. O novo trabalho mais que dobra a exposição anterior, com 546 horas de tempo efetivo, o equivalente a quase 23 dias ininterruptos de observação, coletadas em seis anos.

Esse conjunto de dados tem nome: Inner Galaxy Survey, o levantamento da Galáxia interna, ou IGS, um programa concebido especificamente para a busca de matéria escura. Entre 2014 e 2020, os cinco telescópios apontaram para uma grade de posições deslocadas do plano galáctico, em latitudes de 0,8, 1,6 e 3,2 graus acima dele e longitudes entre −1,8 e 1,8 graus, espaçadas de 1,2 grau, com dois apontamentos extras em ±3,0 graus na fileira mais baixa. O deslocamento é proposital: ele mantém o centro galáctico no campo de visão enquanto afasta o eixo óptico das fontes brilhantes do plano. As observações foram feitas com ângulo zenital médio de 18 graus e nunca acima de 45, e só os dados que passaram pelos critérios padrão de qualidade entraram na análise. Essa mesma amostra já havia servido, em 2022, para uma busca pelo contínuo de aniquilação.

Cada cascata registrada foi reconstruída ajustando as imagens a um modelo semianalítico do chuveiro de partículas, uma técnica que extrai o máximo de informação de cada evento e permite separar os raros raios gama da avalanche de raios cósmicos ordinários, milhares de vezes mais numerosos, que também produzem luz Cherenkov. O resultado é uma resolução angular de 0,06 grau, cerca de um décimo do diâmetro aparente da Lua cheia, e uma resolução em energia de 10% acima de 300 GeV. Esse último número é o coração de toda a análise. Uma linha espectral é tão detectável quanto o instrumento é capaz de distinguir energias vizinhas, e cada ponto percentual de degradação na resolução dilui o pico no fundo contínuo. Os próprios autores quantificam isso: se a resolução piorasse artificialmente para 15%, os limites a 1 TeV ficariam cerca de 1,4 vez mais fracos.

A região de busca foi dividida em 25 anéis concêntricos centrados no centro galáctico, cada um com 0,1 grau de largura e raios internos entre 0,5 e 2,9 graus. À distância de 8.178 parsecs que nos separa do centro, medida com precisão de 0,3% pelo instrumento GRAVITY do Observatório Europeu do Sul em 2019, um grau corresponde a cerca de 143 parsecs. Os anéis cobrem, portanto, uma faixa entre 70 e 430 parsecs do buraco negro central. O miolo interno, com raio de meio grau, ficou de fora, assim como máscaras conservadoras sobre todas as fontes conhecidas de raios gama de altíssima energia, para evitar a difícil modelagem dessa emissão. Qualquer resíduo astrofísico não mascarado passa a fazer parte do excesso medido, o que torna os limites finais conservadores por construção.

Para medir o fundo, a colaboração não recorreu a modelos. Em cada sessão de observação, para cada anel de sinal, chamado de região ON, foi definida uma região OFF simétrica em relação à posição de apontamento do telescópio, com as mesmas máscaras e o mesmo ângulo sólido. A diferença entre as duas regiões, medida diretamente no céu, é o que carrega a eventual contribuição da matéria escura. O truque funciona porque a densidade cai com a distância ao centro: para perfis com pico central, a região ON tem sempre um fator J maior do que a região OFF, de modo que um sinal verdadeiro sobrevive à subtração. O efeito colateral é que perfis achatados, com um núcleo de densidade constante, reduzem o contraste entre as duas regiões e enfraquecem a sensibilidade do método, um ponto que voltará a ser decisivo.

O fator J mencionado acima é a grandeza que resume tudo o que a astrofísica tem a dizer sobre a busca. O fluxo de raios gama esperado de uma região do céu é o produto de dois termos independentes: um de física de partículas, que combina a seção de choque de aniquilação dividida pelo quadrado da massa com o número de fótons produzidos por evento, e um astrofísico, o fator J, que é a integral do quadrado da densidade de matéria escura ao longo da linha de visada e sobre o ângulo sólido observado. O primeiro termo é o que se quer medir; o segundo precisa ser assumido. Para o perfil de referência adotado no trabalho, o fator J integrado sobre todos os anéis vale 2,3 × 10²² GeV² cm⁻⁵. Qualquer incerteza nesse número se transfere, na mesma proporção, para o limite sobre a seção de choque.

A estatística foi construída para extrair o máximo da assinatura esperada. A linha, convoluída com a resolução gaussiana de 10% do instrumento, foi procurada em 61 intervalos de energia espaçados logaritmicamente entre 300 GeV e 64 TeV, combinados com os 25 anéis espaciais: um total de 1.525 células, cada uma com sua própria contagem de eventos nas regiões ON e OFF. A função de verossimilhança bidimensional multiplica termos de Poisson para cada célula e incorpora um parâmetro de perturbação gaussiano, com largura fixada em 1%, que absorve as incertezas sistemáticas de observação e de instrumento. Ao usar simultaneamente a forma espectral e a distribuição espacial, o teste ganha poder discriminante: um pico verdadeiro deve aparecer na mesma energia em todos os anéis e enfraquecer do centro para fora, seguindo o perfil do fator J.

Um ingrediente que distingue esta análise das anteriores é o uso de simulações run-wise, isto é, sessão por sessão. Em vez de calcular a resposta do instrumento a partir de condições médias, a colaboração simulou cada uma das sessões de observação com as condições reais em que ela ocorreu: transparência da atmosfera naquela noite, refletividade dos espelhos naquele mês, configuração exata dos telescópios e direção de apontamento. Trata-se da determinação mais realista das funções de resposta já aplicada a dados do H.E.S.S., e ela permite um controle muito mais fino das incertezas sistemáticas. Como o fundo é medido, e não modelado, e como o sinal é convoluído com uma resposta fiel ao que aconteceu no céu, as flutuações estatísticas entram de forma honesta na conta dos limites.

Na ausência de excesso, os limites foram calculados com uma estatística de teste de razão de verossimilhanças, assumindo um sinal positivo e adotando o regime de alta estatística em que essa grandeza segue uma distribuição qui-quadrado com um grau de liberdade. Valores da seção de choque que produzem uma estatística acima de 2,71 ficam excluídos com 95% de confiança. Para saber se os limites observados são compatíveis com a ausência de sinal, a colaboração gerou 300 realizações independentes do fundo esperado nas regiões ON e OFF e extraiu delas o limite médio e as bandas de contenção de 68% e 95%. No gráfico final, essas faixas aparecem em verde e amarelo, uma convenção da física de partículas que rendeu a esse tipo de figura o apelido informal de gráfico de bandas brasileiras.

Nenhuma das 1.525 células mostrou excesso compatível com uma linha. Os limites resultantes cobrem massas entre 300 GeV e 70 TeV e, para o perfil de referência, atingem seu valor mais rigoroso em torno de 440 GeV, onde a seção de choque da linha fica abaixo de 9,8 × 10⁻²⁹ cm³ s⁻¹. A 1 TeV, a massa do Higgsino térmico, o limite é de 2,3 × 10⁻²⁸ cm³ s⁻¹; a 2,9 TeV, a massa do Wino, 6,5 × 10⁻²⁸; a 10 TeV, 2,4 × 10⁻²⁷; e a 13,8 TeV, a massa do Quintupleto, 5,8 × 10⁻²⁷. Para dar escala a esses números: a seção de choque total que uma relíquia térmica precisa ter para reproduzir a densidade de matéria escura é de cerca de 3 × 10⁻²⁶ cm³ s⁻¹. O limite a 1 TeV está, portanto, mais de cem vezes abaixo desse valor de referência, o que mostra quão sensível a busca precisa ser para enxergar um canal que, em geral, é apenas uma pequena fração do total.

Uma conta simples a partir da fórmula do artigo ajuda a visualizar o que esse limite significa. Com o fator J de referência e uma massa de 1 TeV, uma seção de choque de 2,3 × 10⁻²⁸ cm³ s⁻¹ corresponderia a um fluxo de cerca de 4 × 10⁻¹³ fótons por centímetro quadrado por segundo vindos de toda a região analisada. É menos de um fóton por metro quadrado a cada sete anos. Só é possível caçar algo tão tênue porque a técnica Cherenkov transforma a atmosfera inteira em detector: a piscina de luz azul de 250 metros de diâmetro dá a cada telescópio uma área de coleta de dezenas de milhares de metros quadrados, e mesmo assim o sinal que o H.E.S.S. seria capaz de descartar representa, em 546 horas, da ordem de algumas centenas de fótons, soterrados sob um fundo muitas vezes maior.

Em comparação com os resultados anteriores do próprio observatório, o limite a 1 TeV melhorou por um fator de cerca de 2,1, e o ganho se estende de 300 GeV até cerca de 30 TeV. Três fatores explicam o avanço: a estatística de fótons muito maior, fruto do tempo de observação mais longo e das posições de apontamento otimizadas; o uso do arranjo completo de cinco telescópios, que aprimora a reconstrução estereoscópica; e as simulações sessão por sessão das funções de resposta. Quando os novos limites são postos lado a lado com os de outros instrumentos, a curva do IGS fica abaixo de todas as demais em toda a faixa de teraelétron-volts, superando as 223 horas do MAGIC no centro galáctico e os 5,8 anos de dados do satélite Fermi, que domina apenas as energias mais baixas, abaixo de algumas centenas de gigaelétron-volts.

As buscas em galáxias anãs esferoidais, conduzidas pelo HAWC, no México, ao longo de 1.038 dias, pelo próprio H.E.S.S. em 80 horas, pelo MAGIC em 354 horas e pelo VERITAS, no Arizona, em 128 horas, aparecem no mesmo gráfico entre duas e quatro ordens de grandeza acima. Não é demérito desses observatórios: é consequência direta do fator J. As anãs são limpas, mas rarefeitas, e nenhuma soma de horas compensa a diferença de densidade ao quadrado em relação ao coração da Via Láctea. Essa comparação deixa claro por que a colaboração aposta tanto no centro galáctico, apesar de toda a sujeira astrofísica, e por que o esforço de construir um levantamento dedicado, com apontamentos planejados para a busca de matéria escura, se pagou.

O confronto com a teoria é o ponto alto do trabalho. As seções de choque da linha previstas para o Wino, o Higgsino e o Quintupleto foram calculadas em ordem seguinte à dominante, incluindo o reforço de Sommerfeld e a soma sistemática das grandes correções eletrofracas, e traçadas no mesmo gráfico dos limites. O veredito para dois dos três candidatos é inequívoco: nas massas térmicas, o Wino de 2,9 TeV e o Quintupleto de 13,6 TeV estão excluídos para qualquer um dos perfis de densidade considerados, inclusive os mais pessimistas. Se a matéria escura não tiver sido produzida termicamente, o que libera a massa para assumir outros valores, o Wino fica excluído até cerca de 10 TeV e o Quintupleto até cerca de 25 TeV. São conclusões que nenhum colisor existente ou planejado para as próximas décadas seria capaz de alcançar.

O caso do Higgsino é diferente, e a diferença exige precisão de linguagem. Com o perfil de Einasto de referência, o limite a 1 TeV chega, pela primeira vez na história, ao valor da seção de choque térmica prevista para a partícula. Isso não significa que o Higgsino esteja descartado: significa que a sensibilidade experimental finalmente tocou a previsão, de modo que o modelo deixou de ser inatingível e passou a ser testável. Com o perfil Auriga, mais favorável, a curva teórica do Higgsino fica sondada até cerca de 10 TeV. Depois de duas décadas em que o candidato preferido de muitos teóricos permaneceu fora do alcance de todos os experimentos, há agora um instrumento cuja régua encosta no alvo. O que falta para transformar esse encontro em veredito é, sobretudo, conhecer melhor a distribuição da matéria escura no centro da Galáxia.

Esse é o elefante na sala de toda a detecção indireta. A densidade de matéria escura no quiloparsec central da Via Láctea é mal conhecida, e os caminhos para estimá-la divergem. A modelagem dinâmica, baseada nas velocidades de estrelas medidas pelo satélite Gaia, enxerga bem o halo externo, mas perde resolução no interior. As simulações cosmológicas que contêm apenas matéria escura produzem perfis com pico central acentuado, como os perfis de Navarro, Frenk e White, o NFW, e de Einasto, batizado em homenagem ao astrônomo estoniano Jaan Einasto. Já as simulações que incluem gás, estrelas, supernovas e seus ventos, como FIRE-2 e Auriga, podem tanto comprimir o halo em direção ao centro quanto escavar nele um núcleo de densidade constante, dependendo da violência do retorno de energia das estrelas.

A colaboração adotou o perfil de Einasto como referência, com os parâmetros clássicos extraídos da simulação Aquarius, de 2008, e normalizou todos os perfis à densidade local de matéria escura, fixada em 0,39 GeV por centímetro cúbico. O número é pequeno de um jeito instrutivo: equivale a cerca de 0,4 massa de próton por centímetro cúbico, o que significa que uma xícara de café cheia, aqui na vizinhança do Sol, contém o equivalente a uma centena de prótons de matéria escura, dispersos e invisíveis. No centro da Galáxia, a densidade prevista é dezenas ou centenas de vezes maior, e é o quadrado dessa diferença que torna a região tão atraente. A distância ao centro galáctico foi fixada em 8.178 parsecs, mas os autores testaram também o valor de 8,5 quiloparsecs usado na literatura anterior, que melhora os limites em cerca de 10%.

Os números mostram quanto a resposta depende dessa escolha. Com o perfil NFW, os limites pioram por um fator de cerca de 1,2 em relação ao Einasto. Com a versão contraída desse perfil derivada dos dados do Gaia, à qual os autores impuseram, por prudência, um núcleo de densidade constante de 1 quiloparsec de raio, os limites se degradam por um fator de aproximadamente 5,8, não porque haja menos matéria escura no total, mas porque o perfil achatado destrói o contraste entre as regiões ON e OFF do qual o método depende. Na direção oposta, as simulações hidrodinâmicas melhoram os limites: por um fator de 1,4 com o FIRE-2 e de 2,9 com o Auriga, cujo retorno de energia menos agressivo deixa o halo mais denso perto do centro. Os fatores J integrados variam de 1,0 × 10²² GeV² cm⁻⁵, no NFW, a 7,9 × 10²², no Auriga.

A tabela de fatores J anel por anel, publicada no material suplementar, conta a história com mais nuance. Para o Einasto, cada anel contribui com cerca de 9 × 10²⁰ GeV² cm⁻⁵, um valor quase constante do primeiro ao último, porque o crescimento do ângulo sólido com o raio compensa a queda da densidade. Para o perfil contraído com núcleo, o fator J do anel mais interno vale menos de 3 × 10²⁰ e cresce para 15 × 10²⁰ no anel mais externo, o oposto do comportamento de um halo com pico. Já o Auriga entrega entre 15 e 36 × 10²⁰ por anel. É nessa geometria, e não apenas no total, que se decide a sensibilidade de uma análise bidimensional, e é ela que explica por que perfis com fatores J integrados parecidos podem levar a limites tão diferentes.

Há ainda a incerteza sobre a própria densidade local. As determinações disponíveis na literatura vão de 0,2 a 0,6 GeV por centímetro cúbico, e medidas recentes que combinam o GRAVITY e o Gaia sugerem valores entre 0,4 e 0,8. Como o sinal escala com o quadrado da densidade, uma revisão de 0,39 para 0,6 multiplicaria o fluxo esperado por cerca de 2,4 e apertaria os limites na mesma proporção, pelo menos para os perfis derivados de simulações só de matéria escura, nos quais o reescalonamento é direto. Para os perfis hidrodinâmicos, a correção não é tão simples. É um lembrete de que a resposta final sobre o Higgsino pode vir tanto de mais horas de telescópio quanto de uma medida melhor de quanta matéria escura existe na nossa própria vizinhança.

Do lado instrumental, os autores avaliaram que a incerteza de 10% na escala de energia do H.E.S.S. desloca os limites ao longo do eixo de massas na mesma proporção, sem alterar sua profundidade, e que, com base no estudo sistemático detalhado feito para a busca do contínuo em 2022, nenhuma outra fonte de incerteza precisa ser acrescentada. O limite médio esperado calculado sem o parâmetro de perturbação sistemático aparece no gráfico como uma linha vermelha tracejada, muito próxima da curva com sistemáticas, o que indica que a análise está dominada pela estatística, e não pelo instrumento. Em outras palavras, mais fótons continuam sendo o caminho mais direto para limites melhores.

A busca por linhas de raios gama tem uma história cheia de alarmes falsos e de paciência. Em 2012, uma análise independente dos dados do satélite Fermi apontou um possível pico em torno de 130 GeV na direção do centro galáctico, que por alguns meses animou a comunidade e depois se dissolveu com mais dados e melhor calibração do instrumento. O H.E.S.S. publicou sua primeira busca dedicada em 2013, com pouco mais de uma centena de horas, e a segunda em 2018, com as 254 horas acumuladas ao longo de uma década. O IGS representa a terceira geração desse esforço: um levantamento desenhado desde o início para a matéria escura, com apontamentos escolhidos para maximizar o contraste entre sinal e fundo, e não um subproduto de observações feitas para outros fins.

O que está em jogo vai além de um candidato específico. O paradigma das WIMPs foi, por décadas, a hipótese dominante sobre a matéria escura, e os teóricos têm argumentado que os modelos eletrofracos mínimos são sua última fortaleza: se as partículas de teraelétron-volts previstas pela extensão mais simples possível do Modelo Padrão forem excluídas, a ideia de uma relíquia térmica de interação fraca perde seu exemplo mais natural. O H.E.S.S. já fechou duas das três portas. A terceira, a do Higgsino, está entreaberta. Um aumento modesto de sensibilidade, seja por mais horas, seja por um perfil de densidade mais favorável que venha a ser confirmado, bastaria para decidir se ela se fecha ou se, ao contrário, revela um pico onde ninguém jamais viu luz.

Convém imaginar o que uma detecção pareceria. Em um dos 61 intervalos de energia, a contagem de eventos nos anéis internos superaria a das regiões OFF por uma margem estatisticamente firme; o mesmo excesso apareceria, atenuado, nos anéis mais externos, obedecendo à queda do fator J; e nenhuma outra energia mostraria o mesmo comportamento. Um sinal assim não teria explicação astrofísica, e sua energia revelaria de imediato a massa da partícula com precisão de 10%. Seria a primeira observação de uma propriedade não gravitacional da matéria escura, o equivalente, para a física de partículas, do que a detecção das ondas gravitacionais representou para a relatividade geral. Os dados de 546 horas não contêm esse pico. Mas estabelecem com precisão o quão fraco ele teria de ser para ter escapado.

O próximo capítulo já tem nome e endereço. O Cherenkov Telescope Array Observatory, o observatório de arranjo de telescópios Cherenkov, ou CTAO, está em construção com um sítio no Hemisfério Norte, em La Palma, e outro no Sul, no deserto do Atacama, no Chile, a poucos quilômetros do Observatório Paranal. O sítio austral, com dezenas de telescópios de três tamanhos distintos, terá sobre o centro galáctico a mesma vantagem geográfica do H.E.S.S., com área de coleta e resolução em energia muito superiores, e a busca por linhas de matéria escura é um dos pilares de seu programa científico. Os autores descrevem o IGS como um legado: a estratégia de apontamentos, a técnica de medição do fundo e o tratamento das incertezas desenvolvidos na Namíbia são o roteiro que o CTAO herdará quando começar a observar a mesma região do céu.

Enquanto isso, os cinco telescópios continuam girando sob o céu da Namíbia, em um dos lugares mais escuros do planeta, à espera de relâmpagos azuis que duram menos que um piscar de olhos. Não há romantismo nessa espera; há estatística. Cada hora de dados adiciona um pouco de sensibilidade, cada melhoria na calibração estreita um pouco mais a faixa de possibilidades, e a cada publicação o mapa do que a matéria escura pode ser perde uma província. O Higgsino, que durante vinte anos pôde se esconder em qualquer lugar, hoje só cabe em um corredor estreito, e esse corredor está sendo iluminado. A linha que ninguém viu continua sendo a cor mais procurada do Universo. Pode ser que ela não exista. Pode ser que esteja a algumas centenas de horas de distância.