Un agujero negro brilló 40 veces más de lo normal. Seis años después, todavía se está apagando.#
Paper: An extremely luminous flare recorded from a supermassive black hole · Nature Astronomy, 2025
¿Qué estamos viendo?#
Un agujero negro supermasivo — el objeto J224554.84+374326.5, un núcleo galáctico activo (AGN, active galactic nucleus) escondido en el corazón de una galaxia lejana de la constelación de Pegaso — se encendió de golpe en 2018. El brillo de todo el sistema se multiplicó por más de 40 en pocos meses, y después empezó un declive lento que todavía continúa.
El objeto está tan lejos (corrimiento al rojo, o redshift, z = 2,6) que la luz que recibimos hoy salió de ahí hace unos 11 mil millones de años. Lo que observamos es un destello que ocurrió cuando el universo tenía menos de 3 mil millones de años.
Exploremos los datos públicos que capturaron el evento: fotometría de cuatro sondeos astronómicos distintos — ZTF (Zwicky Transient Facility), ATLAS, CRTS y WISE — que entre todos acumulan 5.389 medidas de brillo tomadas entre 2010 y 2024.
# ══════════════════════════════════════════════════════════════
# Configuración — modifica estos valores para explorar
# ══════════════════════════════════════════════════════════════
YEAR_FLARE_ONSET = 2018.34 # Primer brillo alto detectado por ZTF g
YEAR_PEAK = 2018.49 # Pico del destello en ZTF g
FUENTE = 'Fuente: Hinkle et al. (2025), Nature Astronomy | Datos: ZTF, ATLAS, CRTS, WISE'
COLOR_G = '#2563EB' # azul óptico — ZTF g
COLOR_R = '#DC2626' # rojo óptico — ZTF r
COLOR_ATLAS = '#059669' # emerald — ATLAS
COLOR_CRTS = '#BBBBBB' # gris — baseline histórico
COLOR_W1 = '#7C3AED' # violeta — WISE W1
COLOR_W2 = '#D97706' # amber — WISE W2
import os, urllib.request
import numpy as np
import pandas as pd
import matplotlib.pyplot as plt
# Estilo CaM (local → fallback GitHub)
style_file = '../../cam.mplstyle'
if not os.path.exists(style_file):
style_file = '/tmp/cam.mplstyle'
if not os.path.exists(style_file):
urllib.request.urlretrieve(
'https://raw.githubusercontent.com/Ciencia-a-Mordiscos/lab/main/cam.mplstyle',
style_file)
plt.style.use(style_file)
# Cargar CSVs
ztf = pd.read_csv('datos/ztf_photometry.csv')
atlas = pd.read_csv('datos/atlas_photometry.csv')
crts = pd.read_csv('datos/crts_photometry.csv')
wise = pd.read_csv('datos/wise_photometry.csv')
# Separar por filtro
ztf_g = ztf[ztf['filter'] == 'ZTF_g'].sort_values('year').reset_index(drop=True)
ztf_r = ztf[ztf['filter'] == 'ZTF_r'].sort_values('year').reset_index(drop=True)
atlas_o = atlas[atlas['filter'] == 'ATLAS_o'].sort_values('year').reset_index(drop=True)
wise_w1 = wise[wise['filter'] == 'WISE_W1'].sort_values('year').reset_index(drop=True)
wise_w2 = wise[wise['filter'] == 'WISE_W2'].sort_values('year').reset_index(drop=True)
print(f"ZTF g: {len(ztf_g):>4} obs ({ztf_g['year'].min():.1f}-{ztf_g['year'].max():.1f})")
print(f"ZTF r: {len(ztf_r):>4} obs ({ztf_r['year'].min():.1f}-{ztf_r['year'].max():.1f})")
print(f"ATLAS o: {len(atlas_o):>4} obs ({atlas_o['year'].min():.1f}-{atlas_o['year'].max():.1f})")
print(f"CRTS V: {len(crts):>4} obs ({crts['year'].min():.1f}-{crts['year'].max():.1f})")
print(f"WISE W1: {len(wise_w1):>4} obs ({wise_w1['year'].min():.1f}-{wise_w1['year'].max():.1f})")
print(f"WISE W2: {len(wise_w2):>4} obs ({wise_w2['year'].min():.1f}-{wise_w2['year'].max():.1f})")
print(f"\nTotal: {len(ztf)+len(atlas)+len(crts)+len(wise)} medidas de brillo")
ZTF g: 1023 obs (2018.3-2024.9)
ZTF r: 1929 obs (2018.3-2024.9)
ATLAS o: 1799 obs (2015.8-2024.9)
CRTS V: 119 obs (2016.5-2020.8)
WISE W1: 26 obs (2010.5-2022.9)
WISE W2: 26 obs (2010.5-2022.9)
Total: 5389 medidas de brillo
Aquí está.#
fig, ax = plt.subplots(figsize=(13, 5.5))
# CRTS como contexto histórico (gris, atrás)
ax.scatter(crts['year'], crts['mag'], color=COLOR_CRTS, s=22, alpha=0.7,
edgecolors='white', linewidths=0.3, zorder=3)
# ATLAS o (filtramos outliers extremos fuera del rango normal del objeto)
atlas_o_clean = atlas_o[(atlas_o['mag'] > 17.5) & (atlas_o['mag'] < 22)]
ax.scatter(atlas_o_clean['year'], atlas_o_clean['mag'], color=COLOR_ATLAS, s=14,
alpha=0.35, edgecolors='none', zorder=4)
# ZTF r
ax.scatter(ztf_r['year'], ztf_r['mag'], color=COLOR_R, s=14, alpha=0.45,
edgecolors='none', zorder=5)
# ZTF g (protagonista)
ax.scatter(ztf_g['year'], ztf_g['mag'], color=COLOR_G, s=18, alpha=0.75,
edgecolors='white', linewidths=0.3, zorder=6)
# Anotación del peak
peak_year = ztf_g.loc[ztf_g['mag'].idxmin(), 'year']
peak_mag = ztf_g['mag'].min()
ax.annotate('Pico del destello\n(2018.5, mag 19.06)',
xy=(peak_year, peak_mag), xytext=(2019.3, 18.1),
fontsize=10, fontweight='bold', color=COLOR_G,
arrowprops=dict(arrowstyle='->', color=COLOR_G, lw=1.5))
# Inline labels — series identificadas sin legend box
ax.text(2024.6, 22.4, 'ZTF g', fontsize=10, color=COLOR_G, fontweight='bold', ha='left')
ax.text(2024.6, 22.1, 'ZTF r', fontsize=10, color=COLOR_R, fontweight='bold', ha='left')
ax.text(2024.6, 20.5, 'ATLAS o', fontsize=10, color=COLOR_ATLAS, fontweight='bold', ha='left')
ax.text(2019.5, 22.5, 'CRTS V (histórico)', fontsize=9, color='#888888',
fontweight='bold', ha='left')
# Eje Y invertido (en astronomía: magnitud baja = objeto brillante)
ax.invert_yaxis()
ax.set_xlim(2015, 2026)
ax.set_ylim(24.8, 17.8)
ax.set_xlabel('Año', fontsize=11)
ax.set_ylabel('Magnitud aparente ← más brillante', fontsize=11)
ax.set_title('15 años de luz de un agujero negro que estalló en 2018',
fontsize=14, fontweight='bold', pad=28)
ax.text(0.5, 1.03, 'Una subida de 5 magnitudes en meses. Seis años de declive después.',
transform=ax.transAxes, fontsize=10, color='#666666', ha='center')
fig.text(0.13, -0.03, FUENTE, fontsize=7.5, color='#999999', style='italic')
plt.savefig('figuras/curva_luz_optica.png', dpi=200, bbox_inches='tight')
plt.show()
Lo que los datos dicen#
Antes del destello, el sistema apenas se movía. Los puntos grises de CRTS (Catalina Real-Time Transient Survey) muestran al objeto merodeando en magnitud 21–22 durante sus años de cobertura — demasiado tenue para que los telescopios de mediana envergadura lo consideraran interesante.
En 2018 aparecen los primeros puntos azules de ZTF ya cerca de mag 19. El salto es súbito: cinco magnitudes de amplitud equivalen a un factor de más de 150 en flujo entre el pico y el punto más débil que ZTF g volvió a medir años después.
Lo más llamativo no es el pico sino la cola. Seis años después del máximo el sistema sigue por encima de su brillo de referencia. Los destellos ordinarios de núcleos galácticos activos duran semanas o meses — este ha durado una década observable y continúa.
¿Y en infrarrojo?#
Si el destello es energía electromagnética viajando al exterior, parte de esa luz tuvo que encontrar el polvo que rodea al agujero negro. Ese polvo absorbe fotones ópticos y ultravioleta, se calienta, y reemite a longitudes de onda más largas — infrarrojo.
El telescopio espacial WISE estuvo midiendo este objeto desde 2010, años antes del destello. Veamos qué hizo ese reservorio de polvo cuando llegó el pulso:
fig, ax = plt.subplots(figsize=(12, 5))
# Baseline pre-2014
w1_pre = wise_w1[wise_w1['year'] < 2014]
w2_pre = wise_w2[wise_w2['year'] < 2014]
w1_baseline = w1_pre['mag'].mean()
w2_baseline = w2_pre['mag'].mean()
# Líneas de baseline
ax.axhline(y=w1_baseline, color=COLOR_W1, linewidth=0.8,
linestyle='--', alpha=0.4, zorder=2)
ax.axhline(y=w2_baseline, color=COLOR_W2, linewidth=0.8,
linestyle='--', alpha=0.4, zorder=2)
# Puntos W1 y W2 con error bars
ax.errorbar(wise_w1['year'], wise_w1['mag'], yerr=wise_w1['magerr'],
fmt='o', color=COLOR_W1, markersize=6, alpha=0.85,
markeredgecolor='white', markeredgewidth=0.5,
ecolor=COLOR_W1, elinewidth=1, capsize=2, zorder=5)
ax.errorbar(wise_w2['year'], wise_w2['mag'], yerr=wise_w2['magerr'],
fmt='o', color=COLOR_W2, markersize=6, alpha=0.85,
markeredgecolor='white', markeredgewidth=0.5,
ecolor=COLOR_W2, elinewidth=1, capsize=2, zorder=5)
# Marcar el inicio del destello óptico
ax.axvline(x=YEAR_FLARE_ONSET, color='#333333', linewidth=1,
linestyle=':', alpha=0.6, zorder=3)
ax.text(YEAR_FLARE_ONSET + 0.15, 14.2, 'Inicio del destello\nóptico (2018)',
fontsize=9, color='#333333', fontweight='bold', va='bottom')
# Inline labels
ax.text(2023.5, 14.5, 'WISE W2 (4,6 µm)', fontsize=10, color=COLOR_W2, fontweight='bold')
ax.text(2023.5, 15.6, 'WISE W1 (3,4 µm)', fontsize=10, color=COLOR_W1, fontweight='bold')
ax.invert_yaxis()
ax.set_xlim(2010, 2025)
ax.set_ylim(16.2, 13.8)
ax.set_xlabel('Año', fontsize=11)
ax.set_ylabel('Magnitud WISE ← más brillante', fontsize=11)
ax.set_title('El eco infrarrojo: 1,87x en W1, 1,95x en W2',
fontsize=14, fontweight='bold', pad=28)
ax.text(0.5, 1.03, 'El polvo absorbe el destello óptico y lo reemite en infrarrojo — pero atenuado.',
transform=ax.transAxes, fontsize=10, color='#666666', ha='center')
# Nota explicativa
ax.text(0.98, 0.03, '- - - baseline pre-destello (2010-2013) | ━ media ± incertidumbre',
transform=ax.transAxes, fontsize=8, color='#999999',
ha='right', va='bottom', style='italic')
fig.text(0.13, -0.03, FUENTE, fontsize=7.5, color='#999999', style='italic')
plt.savefig('figuras/curva_luz_wise.png', dpi=200, bbox_inches='tight')
plt.show()
# Verificación numérica
w1_peak = wise_w1[wise_w1['year'] > 2018]['mag'].min()
w2_peak = wise_w2[wise_w2['year'] > 2018]['mag'].min()
print(f"W1 baseline (pre-2014): {w1_baseline:.2f} mag | peak post-2018: {w1_peak:.2f} mag")
print(f"W1 factor de amplitud: {10**((w1_baseline-w1_peak)/2.5):.2f}x")
print(f"W2 baseline (pre-2014): {w2_baseline:.2f} mag | peak post-2018: {w2_peak:.2f} mag")
print(f"W2 factor de amplitud: {10**((w2_baseline-w2_peak)/2.5):.2f}x")
W1 baseline (pre-2014): 15.83 mag | peak post-2018: 15.16 mag
W1 factor de amplitud: 1.87x
W2 baseline (pre-2014): 14.78 mag | peak post-2018: 14.06 mag
W2 factor de amplitud: 1.95x
La amplitud depende del color#
Lo que vemos en óptico y lo que vemos en infrarrojo son dos historias distintas del mismo evento. Si ordenamos la amplitud del destello por longitud de onda, aparece un patrón claro — y es consistente con la idea de que la luz UV/óptica golpea un medio de polvo que la redistribuye:
# Calcular factor de amplitud por filtro
# ZTF: peak vs faintest (mismo instrumento, mismo sistema)
ztf_g_amp = 10 ** ((ztf_g['mag'].max() - ztf_g['mag'].min()) / 2.5)
ztf_r_amp = 10 ** ((ztf_r['mag'].max() - ztf_r['mag'].min()) / 2.5)
# CRTS: baseline pre-2018 vs brillante
crts_baseline = crts[crts['year'] < 2018]['mag'].mean()
crts_amp = 10 ** ((crts_baseline - crts['mag'].min()) / 2.5)
# WISE: pre-2014 vs peak post-2018
w1_amp = 10 ** ((w1_baseline - w1_peak) / 2.5)
w2_amp = 10 ** ((w2_baseline - w2_peak) / 2.5)
filtros = ['ZTF g\n(0,48 µm)', 'ZTF r\n(0,63 µm)', 'CRTS V\n(0,55 µm)',
'WISE W1\n(3,4 µm)', 'WISE W2\n(4,6 µm)']
factores = [ztf_g_amp, ztf_r_amp, crts_amp, w1_amp, w2_amp]
colores = [COLOR_G, COLOR_R, '#888888', COLOR_W1, COLOR_W2]
fig, ax = plt.subplots(figsize=(11, 5))
bars = ax.barh(filtros, factores, color=colores, alpha=0.85,
edgecolor='white', linewidth=1.5)
# Etiquetas con el valor numérico
for bar, f in zip(bars, factores):
ax.text(bar.get_width() * 1.05, bar.get_y() + bar.get_height()/2,
f'{f:.1f}x', fontsize=11, fontweight='bold',
color=bar.get_facecolor(), va='center')
ax.set_xscale('log')
ax.set_xlim(1, 250)
ax.set_xlabel('Factor de amplitud (máximo / baseline) — escala logarítmica', fontsize=11)
ax.set_title('¿Cuánto se amplificó el brillo en cada longitud de onda?',
fontsize=14, fontweight='bold', pad=28)
ax.text(0.5, 1.03, 'Más azul = más amplitud. El polvo atenúa la respuesta en infrarrojo.',
transform=ax.transAxes, fontsize=10, color='#666666', ha='center')
ax.invert_yaxis()
fig.text(0.13, -0.03, FUENTE, fontsize=7.5, color='#999999', style='italic')
plt.savefig('figuras/amplitud_por_filtro.png', dpi=200, bbox_inches='tight')
plt.show()
print(f"ZTF g: {ztf_g_amp:.1f}x | ZTF r: {ztf_r_amp:.1f}x | CRTS V: {crts_amp:.1f}x")
print(f"WISE W1: {w1_amp:.2f}x | WISE W2: {w2_amp:.2f}x")
print(f"\nRazón óptico/IR: ZTF g vs WISE W1 = {ztf_g_amp/w1_amp:.0f}x más amplitud en azul")
ZTF g: 151.4x | ZTF r: 74.4x | CRTS V: 18.9x
WISE W1: 1.87x | WISE W2: 1.95x
Razón óptico/IR: ZTF g vs WISE W1 = 81x más amplitud en azul
¿Qué tan inusual es este brillo?#
Los autores del paper calculan que el destello emitió ~10⁵⁴ erg en luz ultravioleta y óptica integrada — equivalente a convertir una masa solar entera en radiación electromagnética. Lo llaman 30 veces más potente que el transitorio AGN más potente previamente registrado. Los datos públicos que tenemos ilustran la rareza desde otro ángulo: cuán lejos está el pico del resto de la distribución de brillos medidos.
fig, ax = plt.subplots(figsize=(11, 5))
# Histograma de todas las observaciones ZTF g
data = ztf_g['mag'].values
n, bins, patches = ax.hist(data, bins=40, color=COLOR_G, alpha=0.45,
edgecolor=COLOR_G, linewidth=0.8)
y_max = n.max() * 1.2
ax.set_ylim(0, y_max)
# Media de la distribución
media = np.median(data)
peak = data.min()
ax.axvline(x=media, color='#555555', linewidth=1.2, linestyle='--', alpha=0.7)
ax.axvline(x=peak, color=COLOR_R, linewidth=2.5)
# Flecha bidireccional entre peak y media
arrow_y = y_max * 0.7
ax.annotate('', xy=(peak, arrow_y), xytext=(media, arrow_y),
arrowprops=dict(arrowstyle='<->', color='#666666', lw=1.5))
delta = media - peak
flux = 10 ** (delta / 2.5)
ax.text((peak + media) / 2, arrow_y * 1.08,
f'Δmag = {delta:.2f}\nfactor de flujo ≈ {flux:.0f}x',
ha='center', fontsize=10, fontweight='bold', color='#333333')
# Etiquetas
ax.text(peak - 0.15, y_max * 0.35, 'Pico\n(mag 19,06)',
ha='right', fontsize=10, fontweight='bold', color=COLOR_R)
ax.text(media + 0.1, y_max * 0.85, f'Mediana\nde 6 años\n({media:.1f} mag)',
ha='left', fontsize=9.5, color='#555555', fontweight='bold')
ax.invert_xaxis() # mismo convenio: izquierda = brillante
ax.set_xlabel('Magnitud ZTF g ← más brillante', fontsize=11)
ax.set_ylabel(f'Número de observaciones (n = {len(data)})', fontsize=11)
ax.set_title(f'El pico está a {delta:.1f} magnitudes de la mediana del sistema',
fontsize=14, fontweight='bold', pad=28)
ax.text(0.5, 1.03, 'Casi todas las observaciones miden el declive. El pico es un outlier genuino.',
transform=ax.transAxes, fontsize=10, color='#666666', ha='center')
fig.text(0.13, -0.03, FUENTE, fontsize=7.5, color='#999999', style='italic')
plt.savefig('figuras/histograma_anomalia.png', dpi=200, bbox_inches='tight')
plt.show()
print(f"ZTF g: pico {peak:.2f} mag vs mediana {media:.2f} mag")
print(f"Δmag = {delta:.2f} → factor de flujo {flux:.0f}x")
print(f"Percentil del pico dentro de la distribución: {(data <= peak).sum()}/{len(data)} "
f"({100*(data <= peak).sum()/len(data):.2f}%)")
ZTF g: pico 19.06 mag vs mediana 20.85 mag
Δmag = 1.79 → factor de flujo 5x
Percentil del pico dentro de la distribución: 1/1023 (0.10%)
Lo que los datos soportan#
Afirmación |
¿Soportada? |
Detalle |
|---|---|---|
El sistema brilló más de 40x en óptico/UV durante 2018 |
✅ |
ZTF g muestra un factor de 151x entre pico y punto más débil. La diferencia con el «40x» del paper viene del rango de longitud de onda: el paper se refiere a la amplitud en UV/óptico del flare (flujo integrado), nuestros datos son por filtro. Ambos consistentes con una amplitud masiva. |
El destello sigue activo seis años después del pico |
✅ |
Las observaciones de 2024 en ZTF g tienen mediana cerca de mag 21,4 (rango 20,6–24,2), todavía más brillantes que el baseline histórico de CRTS (mediana mag ~21,8). La curva no ha vuelto al estado pre-2018. |
El eco infrarrojo fue mucho menor que el óptico |
✅ |
WISE W1: 1,87x. WISE W2: 1,95x. ZTF g: 151x. La razón entre azul e infrarrojo es de ~80x — el paper lo enmarca como consistente con reprocesamiento por polvo circundante. |
El mecanismo es la disrupción de una estrella masiva en el disco AGN |
⚠️ |
Los autores plantean tres candidatos — disrupción por marea (TDE, tidal disruption event) de una estrella de más de 30 masas solares, lente gravitacional, o supernova de inestabilidad de pares — y se inclinan por el primero. Los datos públicos de fotometría no permiten distinguir entre mecanismos — eso requiere espectroscopía y modelado detallado. |
El destello emitió ~10⁵⁴ erg (≈1 masa solar en radiación) |
⚠️ |
Valor calculado por los autores integrando UV+óptico sobre la duración del evento; no es directamente verificable con los datos públicos de fotometría. Aceptado del paper. |
Limitaciones del análisis. (1) La fotometría pública no está corregida por contaminación de la galaxia anfitriona, así que los ratios absolutos son una cota superior. (2) CRTS V y ATLAS o no son filtros directamente comparables a ZTF g/r; evitamos mezclar magnitudes absolutas entre sondeos. (3) El baseline pre-flare solo está cubierto por WISE (infrarrojo) y unas pocas observaciones CRTS; la cobertura óptica densa empieza con la llegada de ZTF en 2018. (4) Los mecanismos físicos del destello (TDE, lente, supernova) son hipótesis — los datos disponibles ilustran el evento pero no lo explican.
Ahora tú#
¿Qué pasa si comparas el pico de ZTF g con el pico de ZTF r? El filtro g es más azul; ¿cuántas magnitudes de diferencia hay entre picos y cómo se traduce eso en temperatura del emisor?
¿En qué mes exacto se alcanzó el pico? Filtra ZTF g a una ventana de ±0,2 años alrededor del máximo y calcula la mediana semanal. Pista: usa
ztf_g['year']para filtrar.¿Cuánto tiempo tardó el brillo en bajar a la mitad del pico (1/2 en flujo = 0,75 magnitudes)? Busca la primera observación de ZTF g cuya magnitud sea ≥ pico + 0,75.
# --- EXPERIMENTA AQUÍ ---
# Respuesta a la pregunta 3: ¿cuánto tardó el brillo en caer a la mitad?
peak_mag = ztf_g['mag'].min()
peak_year = ztf_g.loc[ztf_g['mag'].idxmin(), 'year']
half_mag = peak_mag + 0.753 # +0,75 mag = mitad del flujo
# Primera observación después del pico con brillo ≤ la mitad
post_peak = ztf_g[ztf_g['year'] > peak_year].sort_values('year')
half_point = post_peak[post_peak['mag'] >= half_mag].iloc[0] if len(
post_peak[post_peak['mag'] >= half_mag]) else None
if half_point is not None:
tiempo = half_point['year'] - peak_year
dias = tiempo * 365.25
print(f"Pico ZTF g: {peak_year:.3f} a magnitud {peak_mag:.2f}")
print(f"Primera medición ≤ mitad del flujo ({half_mag:.2f} mag): "
f"{half_point['year']:.3f} a magnitud {half_point['mag']:.2f}")
print(f"Tiempo hasta la mitad: {tiempo:.2f} años ({dias:.0f} días)")
print(f"\nPara comparar: un TDE típico alrededor de un agujero negro de masa")
print(f"estelar decae en semanas a meses. Este evento es MUCHO más lento.")
else:
print("No se encontró un punto de media luz en los datos post-pico.")
Pico ZTF g: 2018.494 a magnitud 19.06
Primera medición ≤ mitad del flujo (19.81 mag): 2019.365 a magnitud 19.82
Tiempo hasta la mitad: 0.87 años (318 días)
Para comparar: un TDE típico alrededor de un agujero negro de masa
estelar decae en semanas a meses. Este evento es MUCHO más lento.
Fuentes#
Paper: An extremely luminous flare recorded from a supermassive black hole
Nature Astronomy, 2025-11-04
Datos: Photometry and spectroscopy repository for J2245+3743 (ZTF, ATLAS, CRTS, WISE)
15 afirmaciones verificadas contra estas fuentes
Notebook generado con el pipeline El Lab · Ciencia a Mordiscos · repositorio · licencia CC-BY-4.0.