Contexto. El rebosamiento núcleo convectivo (core overshooting) extiende la vida útil de la secuencia principal de una estrella [1]. Las trayectorias evolutivas calculadas con rebosamiento del núcleo son muy diferentes de las que utilizan el criterio clásico Schwarzschild, que conduce a predicciones bastante diferentes para las propiedades estelares. Los intentos de las últimas dos décadas para calibrar el grado de rebosamiento con respecto a la masa estelar utilizando estrellas eclipsantes de doble línea no han sido concluyentes, debido principalmente a la falta de datos de observación adecuados [2].
Objetivos. Vamos a retomar la cuestión de una posible dependencia entre la masa de la estrella y el rebosamiento con una muestra más completa de binarias, y examinar cualquier relación adicional que podría existir con el estadio evolutivo o con la abundancia de metales.
Métodos. Se utilizó una muestra cuidadosamente seleccionada de treinta y tres binarias eclipsantes de doble línea con una posición estratégica en el diagrama H-R, con dimensiones absolutas precisas y masas de sus componentes que van desde 1.2 a 4.4 masas solares. Se compararon sus propiedades medidas con los cálculos de evolución estelar para inferir valores semiempíricos del parámetro de rebosamiento de cada estrella.[3]
Resultados. [4] Encontramos una relación entre el parámetro de rebosamiento y la masa, que se define mucho más claramente que en trabajos anteriores, e indica un aumento significativo hasta aproximadamente dos masas solares, seguido de poco o ningún cambio más allá de esta masa. No se han hallado dependencias apreciables con el estadio evolutivo o con la metalicidad.
A. Claret and G. Torres. "The dependence of stellar core overshooting on stellar mass". Astronomy & Astrophysics, vol 592
 

En ocasiones, las personas, las montañas y la tierra, todo, menos las estrellas, son una sola cosa.
J. Steinbeck

[1]

Las estrellas, como los seres vivos, nacen, viven durante un cierto tiempo e, inevitablemente, mueren. La vida de una estrella  está dictada principalmente por su masa y por su  composición química iniciales. Cuanto más masiva es una estrella, más rápidamente agota sus fuentes de energía y, por lo tanto, tiene una vida más breve. Cuando el combustible nuclear disponible termina hay tres caminos finales para una estrella, que depende esencialmente, como se ha dicho, de su masa inicial: si la masa es menor que ocho veces la masa del Sol, terminará sus días como una enana blanca (caso del Sol); en cambio, si la masa está comprendida entre ocho y veinte veces la masa del Sol, sufrirá una explosión de supernova cuyo resultado será una estrella de neutrones; y, finalmente, si la masa es mayor que veinte veces la masa solar, la estrella también explotará como una supernova, pero el resultado final será un agujero negro.  
No todo el hidrógeno (el principal combustible) está disponible para la producción de energía en las estrellas. Para que eso ocurra es necesario que las condiciones físicas sean las adecuadas para que las reacciones termonucleares tengan lugar; eso solo ocurre en el interior profundo de las estrellas, donde las temperaturas son del orden de millones de grados. El proceso por el cual una estrella extrae energía es parecido al de la bomba de hidrógeno, con la salvedad de que la combustión está controlada por el equilibrio hidrostático (presión versus gravedad) en el interior de la estrella: durante su vida, la estrella debe estar en equilibrio y la gravedad, que hace que la estrella tienda a colapsar sobre sí misma, debe ser contrarrestada por la presión de los gases y de la radiación, que hace que la estrella tienda a expandirse. 
Para determinar cuánto tiempo vive una estrella es necesario conocer el tipo de caldera nuclear estelar y el tipo de reacciones termonucleares que se producen en ella. Estas dos características están fuertemente ligadas, como veremos. Hay dos conjuntos principales de reacciones nucleares responsables por la producción de energía: la llamada cadena pp, en la cual cuatro protones se fusionan después de una serie de reacciones preliminares para formar un núcleo de helio, y el ciclo CNO, en el cual también se forma un núcleo de helio, positrones, neutrinos y radiación gamma. En el ciclo CNO los núcleos del carbono, nitrógeno y oxígeno toman parte activa como catalizadores de las reacciones termonucleares. Hay una gran diferencia termodinámica entre estos dos procesos: mientras la cadena pp no es muy sensible a la temperatura, el ciclo CNO es altamente dependiente de la temperatura. Tal diferencia en la sensibilidad a la temperatura provoca un comportamiento también diferente en la distribución de las temperaturas en el interior estelar: en las estrellas donde predomina la cadena pp, el gradiente de temperaturas (diferencia de temperaturas en puntos situados a distintas distancias en el interior estelar) no es muy grande y, como consecuencia, la energía es transportada al exterior por radiación. Eso ocurre principalmente en estrellas de baja masa, típicamente menores que 1.3 veces la masa del Sol aproximadamente; sus núcleos son constituidos por capas de composición química diferentes. Por otra parte, cuando el ciclo CNO predomina y dada su alta dependencia de la temperatura, los gradientes son muy grandes y la energía es transportada por convección (el material del núcleo es eficazmente mezclado). Este proceso es característico de estrellas más masivas.

[2]

En los núcleos convectivos de las estrellas más masivas puede ocurrir un fenómeno que modificaría drásticamente el camino evolutivo de estas estrellas, principalmente de sus tiempos de vida. Dicho fenómeno es conocido como core overshooting (que podría ser traducido como rebosamiento del núcleo). El tamaño del núcleo convectivo clásico es dictado por el criterio de Schwarzschild y se basa en  la aceleración de las células convectivas. Cuando esta es nula, se considera que dichos movimientos cesan. Sin embargo, por inercia, dichas células todavía pueden recorrer un camino mayor que el dictado por el mencionado criterio, resultando en un núcleo convectivo mayor. Como consecuencia habrá más combustible disponible, alargando la vida de las estrellas, entre otros detalles. Se puede hacer una analogía con una hoguera en el campo. En principio, la hoguera solo tendrá lugar donde están los leños pero debido a los movimientos térmicos, los vientos u otros factores el fuego puede alcanzar, por ejemplo, el césped u otras ramas secas que estén alrededor de la hoguera.

Dado que el core overshooting altera tanto la evolución como el tiempo de vida de las estrellas masivas, la determinación de su intensidad y cómo varía con la masa estelar es uno de los desafíos de la astrofísica moderna. Los datos a comparar con los cálculos teóricos deben ser muy precisos (masa, radios, temperaturas efectivas, metalicidad). Se han hecho varios intentos en el pasado para calibrar la cantidad de core overshooting con la masa utilizando estrellas binarias eclipsantes de doble línea –las fuentes más fiables de datos estelares– pero, debido a la escasez de datos, no se llegó a un resultado concluyente.

[3]

Este artículo detalla una investigación en la que se estudia la dependencia del core overshooting con la masa, con el estadio evolutivo y con la abundancia en metales para un selecto grupo de estrellas. Se han seleccionado treinta y tres binarias eclipsantes con dimensiones absolutas muy precisas (del 1 al 5% de error) situadas en nuestro entorno, así como en las dos Nubes de Magallanes. Hay que señalar que no todas las binarias eclipsantes bien medidas son adecuadas, ya que el core overshooting solo es perceptible en estados evolutivos más avanzados: varios sistemas están en la fase de combustión del helio. Los autores compararon los datos observacionales con los cálculos teóricos de modelos evolutivos generados por el código GRANADA para inferir los valores del core overshooting.

[4]

Se ha encontrado una relación entre la cantidad de core overshooting con la masa que es definida mucho más claramente que los trabajos anteriores. Tal relación indica un significante aumento del core overshooting hasta dos masas solares, seguido de un cambio mucho más suave para estrellas más masivas (imagen superior). No se ha encontrado una dependencia apreciable del core overshooting con el estadio evolutivo y tampoco con la metalicidad de la muestra (que varía desde la solar hasta diez veces menos). Por otra parte se ha demostrado, a través de cálculos analíticos, que hay un límite para el core overshooting: Aunque se incremente la cantidad del core overshooting, el tamaño del núcleo convectivo resultante tiene un umbral que depende de la masa de la estrella y, en menor escala, de la composición química. Las implicaciones de esta investigación van desde síntesis de poblaciones estelares hasta la formación de enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros.