Cuando empecé mi tesis en el IAA, bajo la dirección de Álvaro Giménez, me encontré con una especie de Orthros, el perro mitológico con dos cabezas: Álvaro, un observador de primera línea; yo, un principiante con los ojos puestos más dentro que fuera de las estrellas. Pero tal diferencia de intereses, creo, acabó por funcionar. También me viene el recuerdo de las interminables conversaciones con nuestro compañero Antonio Delgado sobre evolución estelar. Tales intercambios de ideas se volvieron más frecuentes y fructíferos cuando me trasladé a un despacho contiguo al suyo. 
Lo que me preocupaba en la época, además del trabajo de tesis en sí, eran las dimensiones de los núcleos convectivos donde tenían lugar las reacciones termonucleares en estrellas donde predomina el ciclo CNO (estrellas con masas mayores que aproximadamente 1.3 masas solares). Pero, ¿cuál es la importancia de estas dimensiones? El tamaño del núcleo de las estrellas de esta clase dictamina cuánto combustible está disponible y, por lo tanto, cómo evolucionarán y cuánto durarán sus vidas. 
En este tipo de estrellas la energía es transportada por células convectivas, proceso similar al burbujeo del agua hirviendo en un cazo. Tradicionalmente se ha recurrido a una estimación del tamaño del núcleo mediante un criterio (Schwarzschild) que se basa en la aceleración de las mismas: cuando esta es nula, el movimiento cesa, lo que pone un límite al tamaño del núcleo. 

Sin embargo, por inercia, dichas células todavía pueden recorrer un camino mayor que el dictado por dicho criterio, resultando en un núcleo mayor (rebosamiento del núcleo, del inglés core overshooting). Como consecuencia habrá más combustible disponible, lo que alarga la vida de las estrellas, entre otros detalles. Eso obviamente tiene repercusiones en diversos campos de la evolución estelar y galáctica, como por ejemplo el estudio de poblaciones estelares y la formación de objetos compactos como las enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros, productos del agotamiento del combustible en los núcleos estelares. 

Un objetivo escurridizo

Tenía la intuición de que tales dimensiones dependían de la masa estelar, pero no tenía cómo demostrarlo y, por si fuera poco, ahora manejaba una incógnita más: el rebosamiento del núcleo. Terminada la tesis, me dediqué a asuntos distintos: modelos de evolución estelar, oscurecimiento por gravedad y del limbo, movimiento apsidal newtoniano y relativístico, binarias eclipsantes, etc. Mi Moby Dick se escondía… 
En 2007 publiqué un artículo donde intentaba demostrar la relación entre masa y tamaño del núcleo. La única fuente fiable (además del Sol) de masas, radios y temperaturas efectivas para tal estudio son las binarias eclipsantes de doble línea. Estas deberían estar evolucionadas lo suficiente para poder utilizarlas en mi investigación. En este punto, apareció un arrecife: en aquella época había pocos sistemas disponibles que cumplían los requisitos y fue un primer aviso. No fui capaz de determinar con claridad tal dependencia: parecía haber una cierta tendencia, pero no de forma evidente.
Cambié un poco la dirección de mi investigación, centrándome, por ejemplo, en el teorema de von Zeipel, que describe cómo es la distribución de temperaturas en una estrella distorsionada por la rotación y/o por fuerza de marea. Como resultado, se demostró que dicho teorema solo es válido en ciertas condiciones y que no funciona para la mayoría de los casos. Por otra parte, la interferometría óptica ha demostrado que, para estrellas que rotan con velocidades cercanas a la de ruptura, dicho teorema tampoco es válido.
Hace más o menos unos cinco años, un colega del CFA, Guillermo Torres, quien es un eximio espectroscopista, me preguntó si no iba a retomar mi ardua lucha con los tamaños de los núcleos convectivos. Me comunicó que él, durante más de una década, había compilado una muy buena y extensa fuente de datos observacionales que cumplían los requisitos mencionados anteriormente. De esta simbiosis, y con los datos observacionales y modelos de evolución estelar, conseguimos determinar en una serie de cuatro artículos de forma mucho más clara y precisa tal dependencia. Hemos encontrado un aumento muy significativo del rebosamiento del núcleo en las estrellas con masas entre 1.3 y 2.0 masas solares, seguido de un cambio mucho más suave para estrellas más masivas (hasta 4.4 masas solares aproximadamente, que era el límite superior de nuestra muestra).
Particularmente, estos trabajos me han traído cierta satisfacción, porque en el apéndice del artículo del año 2017 demostramos analíticamente que tal dependencia debería existir, además de ser coherente con los datos observacionales.
Actualmente nos centramos en estrellas todavía más masivas que, por su rápida evolución, estadísticamente constituyen un objetivo más difícil para configurar una muestra adecuada. Mi Moby Dick acecha de nuevo… y de esta vez tengo la ligera sensación de estar navegando con una pierna fuera del barco.