Las estrellas, como los seres vivos, nacen, viven 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, dependiendo de su masa inicial, hay tres caminos finales para una estrella: a) si la masa es menor que 8 veces la masa del Sol, terminará sus días como una enana blanca (como es el caso del Sol), b) si la masa está comprendida entre 8 y 20 veces la masa del Sol, sufrirá una explosión tipo supernova y lo resultante será una estrella de neutrones y, finalmente, c) si la masa es mayor que 20 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 lo cual una estrella extrae energía es parecido al de la bomba de hidrógeno: con la salvedad 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 tira para dentro – debe ser contrarrestada por la presión de los gases y de la radiación – que empuja hacia afuera.

Para determinar cuánto tiempo vive una estrella es necesario conocer el tipo de caldera nuclear estelar y el tipo de reacciones termonucleares. Estas dos características están fuertemente ligadas, como veremos. Hay dos conjuntos principales de reacciones nucleares responsables por la producción de energía: a) 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 b) el ciclo CNO , en la 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 fuertemente sensible a la temperatura (aproximadamente 6ª potencia), el ciclo CNO es altamente dependiente de la temperatura (del orden de la 18ª potencia). 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 están constituidos por capas de composición química diferentes. Por otra parte, cuando el ciclo CNO predomina y, dada su alta dependencia de la temperatura, los correspondientes gradientes son muy grandes y la energía es transportada por convección produciéndose una mezcla muy eficaz del material del nucleo. Este proceso es característico de estrellas más masivas.

En los núcleos convectivos de las estrellas más masivas puede ocurrir un fenómeno que modificaría drásticamente el camino evolutivo de estas, principalmente en lo que concierne a sus tiempos de vida. Dicho fenómeno es conocido como core overshooting (que podría ser traducido como sobrepaso o penetración del núcleo clásico). El tamaño del núcleo conectivo 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. Para aquellas personas que estén familiarizadas con el efecto túnel cuántico, mutatis mutandis, el core overshooting es un fenómeno semejante. 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, vientos, etc. el fuego puede alcanzar, por ejemplo, el césped y/o otras ramas secas en las inmediaciones de la hoguera.

Dado que el core overshooting altera tanto la evolución (produciendo trazas evolutivas distintas de las clasicas) como el tiempo de vida de las estrellas masivas, la determinación de su intensidad y como varía con la masa estelar es uno de los desafíos de la Astrofísica moderna. Los datos que deben ser comparados 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 (ver Claret 2007, por ejemplo, del orden de 10 sistemas fueron utilizados).

En un reciente artículo (Claret & Torres, 2016), se ha revisado la dependencia del core overshooting con la masa, con el status evolutivo y con la abundancia en metales para un selecto grupo de estrellas . Se han seleccionado 33 binarias eclipsantes com 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. Los autores compararon los datos observacionales con los calculos teóricos de modelos evolutivos generados por el codigo GRANADA (ver Figura 1) para inferir los valores del core overshooting. De dicha comparación, se ha encontrado una relación entre la cantidad de core overshooting con la masa que es definida mucho más claramente que en los trabajos anteriores. Tal relación indica un significante aumento del CO hasta 2 masas solares, seguido de un cambio mucho más suave para estrellas más masivas (ver Figura 2). No se ha encontrado una dependencia apreciable del CO con el status evolutivo y tampoco con la metalicidad de la muestra (que varia desde la solar hasta 10 veces menos). Por otra parte, se ha demostrado, a través de cálculos analíticos, que hay un límite para el CO: aunque se incremente la cantidad del CO, el tamaño del núcleo convectivo resultante tiene un umbral que depende la masa de la estrella y, en menor escala, de la composición química. La repercusión de esta investigación va desde investigaciones de la síntesis de poblaciones estelares hasta la formación de enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros.

Referencias:

1) A. Claret. Does convective core overshooting depend on stellar mass?. Tests using double-lined eclipsing binaries. Astronomy and Astrophysics, Volume 475, pp. 1019C, 2007

2) A. Claret & G. Torres. The dependence of convective core overshooting on stellar mass. Astronomy and Astrophysics, Volume 592A, p. 15 C, 2016