Planificación y ejecución de las observaciones

Para los candidatos a YMC observados con NICMOS/HST, se seleccionaron como blancos espectroscópicos todas las estrellas que se observan en emisión en las imágenes sustracción F 187N − F 190N de las Figs. 2.1 a 2.5, y además varios de los objetos más brillantes en F 222M de cada uno de los campos. Para el resto de candidatos a YMC, se escogieron sim- plemente varias estrellas brillantes que tuvieran colores_{H − K ∼ 1, por consistencia con lo} explicado en la Sec. 2.1.3.

Las observaciones se llevaron a cabo a lo largo de cuatro campañas con dos espectrómetros infrarrojos de rendija larga del Observatorio Europeo Sur (ESO), a lo largo de las 4 campañas que aparecen resumidas en la Tabla 2.3. Aunque dos de los candidatos a cúmulo (Mercer 20 y Mercer 23) están situados en el hemisferio norte, sus declinaciones (ver Tabla 2.1) son lo suficientemente pequeñas como para alcanzarse desde los observatorios de el ESO. A conti- nuación se explica la organización y la ejecución de las observaciones mencionadas de forma separada para cada uno de los instrumentos.

Observaciones con ISAAC/VLT

Los tres primeros programas de observación se llevaron a cabo con el instrumento Infrared

Spectrometer And Array Camera (ISAAC; Moorwood et al. 1998a). Hasta agosto de 2008,

ISAAC estaba montado en la Unidad 1 del Very Large Telescope; en esa fecha (que coincidió con el periodo en el cual se estaba llevando a cabo nuestro primer programa de observaciones) se trasladó a la Unidad 3 del mismo telescopio, donde estuvo situado hasta que fue retirado en el año 2013. Las cuatro unidades del VLT tienen 8.2 m de apertura, y están situadas en el Cerro Paranal de Chile.

La configuración del instrumento fue escogida, en primer lugar, en base a las necesidades de calidad de los espectros. Para poder llevar a cabo un análisis cuantitativo adecuado mediante modelos de atmósfera en el NIR, se requiere un poder de resoluciónR & 2000 y una relación señal-ruidoS/N & 150. En principio, estas condiciones se pueden lograr con la rendija de

1′′_{de anchura, pero preferimos escoger la de0.8}′′ _{para limitar la posible contaminación por} estrellas cercanas, habitual en campos tan densos como los de las Figs. 2.1 a 2.5 (y en especial esta última). En las bandas H y K, donde se sitúan los rasgos espectrales más útiles como diag- nósticos de estrellas calientes (Sec. 3.1.1), se logra_{R ≈ 4000 con esta rendija. Para los objetos} más brillantes de las regiones más densas, se prefirió utilizar la rendija de0.3′′_{, proporcionan-} do un resoluciones_{R ≈ 10 000 y la misma S/N sin incrementar significativamente el tiempo} de observación.

Por otra parte, teniendo en cuenta las longitudes de onda de diagnósticos requeridos en el NIR, junto con las anchuras en longitudes de onda capaces de ser cubiertas por ISAAC, se hizo necesario seleccionar dos longitudes de onda centrales diferentes en la banda K: una enλc = 2.09 µm y la otra en λc = 2.21 µm. Los respectivos rangos resultantes serán denominados de aquí en adelante K1 y K2. En cuanto a la banda H, se necesitó una sola longitud de onda central,λc= 1.71 µm, para cubrir los diagnósticos necesarios.

En lo que concierne a las condiciones atmosféricas, se necesitaba, en primer lugar, un nivel de seeing no mucho mayor que la anchura de rendija para evitar pérdidas importantes de luz del objeto blanco y contaminaciones de objetos cercanos. No se limitó la fase lunar, ya que la luz de la Luna no contribuye significativamente a las longitudes de onda que necesitamos observar. Sí se requirió un cielo claro (sin nubes) para evitar pérdidas significativas de intensidad luminosa (que hubieran disminuido la S/N) y variaciones rápidas de líneas telúricas, que las harían más difíciles de cancelar (el procedimiento correpondiente se explicará en la Sec. 2.2.2).

Debido a que era necesario garantizar estas condiciones de observación, ha sido necesario solicitar las observaciones en modo de servicio. En este modo, los astrónomos que trabajan en el telescopio solo realizan las observaciones programadas cuando se cumplen las condiciones de cielo requeridas, y en caso de que se dejen de cumplir durante la ejecución de un bloque de observaciones, se cancelan y se repite el bloque cuando sea pertinente. Además, los astróno- mos llevan a cabo todas las calibraciones necesarias, incluyendo la observación de estándares telúricas. A este respecto, se solicitó que fueran preferentemente estrellas de MS de subtipos cercanos a A0, por ser los que menos rasgos espectrales intrínsecos presentan en el NIR.

Para incrementar la eficiencia de las observaciones, se ordenaron las estrellas blanco de cada candidato a YMC por parejas de brillo parecido, para alinear la rendija de forma que se observara cada pareja de modo simultaneo. Debido a la densidad estelar de los campos, otras estrellas cuya observación no estaba planificada caerían también dentro de la rendija, proporcionando espectros adicionales. Los tiempos de exposición se calcularon introduciendo en la calculadora de tiempo de observación2las magnitudes de la estrella más tenue de cada

pareja, junto con las condiciones de cielo, la configuración del instrumento, y la calidad de los espectros que se requieren, según lo arriba explicado. Para lograr una adecuada sustracción del cielo (que se explicará en la Sec. 2.2.2), se estableció que el telescopio se movería ligeramente en la dirección de la rendija varias veces dentro del mismo bloque de observación entre dos posiciones A y B. El desplazamiento entre ambas posiciones se escogió cuidadosamente para cada posición de rendija con el fin de evitar superposiciones de estrellas en el mismo punto de la rendija. Por las características típicas de variabilidad del cielo en el NIR, cada integración individual en la posición A o B solo podría durar un tiempo máximo del orden de 2 minutos. Teniendo en cuenta todo ello, se calcularon los tiempos totales de ejecución según el manual de ISAAC, resultando tiempos de aproximadamente 1 hora para las estrellas más débiles que se necesitaban observar (las más brillantes de la MS). Al ser precisamente 1 hora el tiempo máximo de bloque de observación permitido por el ESO (salvo casos excepcionales) en modo de servicio, esto justifica plenamente el uso de un telescopio de clase de 8 metros.

No todo salió bien cuando se ejecutaron las observaciones. De las 38 horas concedidas del primer programa (083.D-0765), solo 15 pudieron ejecutarse, debido (al menos en parte) a que las operaciones se pospusieron con ocasión del traslado de ISAAC a otra unidad del VLT. El problema se enmendó solicitando las 23 horas restantes para el siguiente programa (087.D-0957). De este último se ejecutaron todos los bloques de observación, pero esta peque- ña incompletitud no es relevante, puesto que se trató solo de la banda K2 de espectros para los que el resto de bandas fueron observadas sin problemas. Así, con este segundo programa se consideró completada la espectroscopía de los cinco candidatos3_{a YMC escogidos de la lista} de Mercer et al. (2005) (Tabla 2.1). Por ello, en el tercer programa (089.D-0989) se solicitaron tres de los candidatos no observados con HST (Tabla 2.2), a saber: VVV CL029, VVV CL067 y VVV CL100. En estos últimos casos se observaron solo unos pocos objetos, que estaban entre los más brillantes, debido a que se trataba de cúmulos comparativamente más tenues.

Además de los programas propuestos por nosotros (Tabla 2.3), utilizamos para la investi- gación de Mercer 30 datos del programa 081.D-0471 (PI: J. Borissova). Al saber que el grupo de Jura Borissova había observado el mismo candidato a cúmulo con ISAAC/VLT durante el año 2008, con varias estrellas en común con nuestras observaciones, acordamos compartir los datos ya reducidos para aunar esfuerzos en la investigación. De esta forma, podemos contar con observaciones multiépoca para algunos espectros de Mercer 30. Las observaciones del programa 081.D-0471 fueron planificadas y ejecutadas de forma similar a las nuestras. La úni-

3_{Hay una pequeña excepción: dos estrellas en Mercer 30 que considerábamos muy interesantes en base a sus}

espectros en banda H constaban como observadas en K1 y K2. Sin embargo al ir a reducirlas descubrimos que la rendija había sido colocada incorrectamente. Por ello, solicitamos una modificación del siguiente programa para incluir los correspondientes bloques de observación.

ca salvedad digna de mención es que en esa ocasión se utilizó la rendija de0.6′′_{. El proceso} de reducción que realizaron estos colaboradores aparece explicado en Hanson et al. (2010, que aunque se refiera a otro cúmulo, sus espectros pertenecen también al programa 081.D-0471 y fueron reducidos simultáneamente a los de Mercer 30).

Observaciones con SofI/NTT

Como ISAAC ya no estaba disponible para su uso en el año 2013, hubo que utilizar co- mo alternativa el espectrómetro Son of ISAAC (SofI; Moorwood et al. 1998b) para observar los candidatos a YMC VVV CL073 y FSR 1530. Este instrumento está instalado en el New

Technology Telescope (NTT), situado en el Observatorio de La Silla, también en Chile. En

principio, el hecho de que la apertura de este telescopio (3.58 m) fuera bastante inferior a la del VLT complicaba las observaciones, pero podía compensarse alargando las exposiciones: no hay limitación de tiempo de ejecución porque las observaciones en este telescopio solo se ofrecen en modo visitante.

Gracias a las similitudes instrumentales entre SofI e ISAAC, las configuraciones y estrate- gias de observación son muy parecidas a las expuestas en el apartado previo. Por esta razón, nos limitaremos a mencionar las diferencias relevantes con el caso anterior. En primer lugar, solo se logran las resoluciones suficientes (_{R ∼ 2000) para el posterior análisis espectroscó-} pico con la rendija de0.6′′_{de anchura, por lo que tuvo que escogerse esta. En segundo lugar,} SofI cubre los rangos completos de longitud de onda de las bandas H y K, así que no hace falta establecer longitudes de onda centrales. Y por último, el hecho de que hubiera que realizar las observaciones en modo visitante hizo necesario buscar estándares telúricas para observarlas antes o después de cada bloque, de forma que tuvieran una masa de aire similar a los de los candidatos a cúmulo en la fecha y hora de las observaciones.

Las observaciones fueron llevadas a cabo personalmente por el autor de esta tesis durante las tres noches comprendidas entre el 26 y el 29 de mayo de 2013. Desafortunadamente, esas noches hizo muy mal tiempo4_{en el observatorio, con muchas nubes y muy pocos claros. Du-} rante los claros, y en otros intervalos en que las nubes eran finas, se ejecutaron parte de las observaciones. Algunos bloques de observación no se pudieron terminar porque se perdía la visibilidad completamente durante su ejecución, y en otros casos el seeing era pésimo. Aún así, se pudieron obtener espectros relativamente aceptables para las estrellas más brillantes de FSR 1530. No fue este el caso de VVV CL073, por lo que este candidato5_{no será tratado en} lo sucesivo de esta tesis.

4_{De hecho, hubo fuertes inundaciones en el centro de Chile durante esos días.}

5_{Poco después, Chené et al. (2013) publicaron una caracterización de VVV CL073, que resultó ser un cúmulo}