Nel trattamento della convezione adottato nel testo, si è esplicitamente assunto che ai bordi delle zone convettive esista una regione di “overshooting” di estensione trascurabile. La presenza dell'overshooting si manifesta dunque in tale modellistica “classica” solo nella fasi di conbustione dell'elio attraverso i meccanismi del trascinamento del nucleo convettivo e nelle successiva fase di semiconvezione. Attorno agli anni '80 fu peraltro avanzata da alcuni ricercatori l'ipotesi di “overshooting invasivi”, cioè con dimensioni non trascurabili. In assenza di una teoria al proposito, l'estensione di tali overshooting viene ad assumere l'aspetto di un parametro libero ed è usualmente espressa in unità di quella lunghezza di scala di pressione H_P che appare anche nel trattamento della convezione superadiabatica, ponendo <tex>l=$\beta$ H$_P$</tex>.

La reale efficienza di tale meccanismo, peraltro ignorato nella formulazione dei Modelli Solari Standard, è stata l'oggetto di un lungo dibattito che si prolunga sino al presente. Le varie evidenze osservative di volta in volta invocate in supporto del fenomeno sono talora risultate incosistenti e, nel tempo, le estensioni di overshooting adottate sono progressivamente scese da <tex>$\beta \sim$</tex> 1 a 0.25. Notiamo qui che un'estensione dell'ordine di 0.1 H_P produce modelli che che cominciano a confondersi con lo scenario classico.

Da un punto di vista generale è facile prevedere le conseguenze di un efficiente overshooting invasivo, che si traduce in accresciute dimensioni delle regioni rimescolate ed omogeneizzate dai nuclei convettivi. Piccole masse in fase di combustione di idrogeno, essendo prive di nuclei convettivi, risultano quindi immuni dall'intervento da tali extra rimescolamenti, che invece interesseranno i nuclei convettivi della fase di combustione di elio e le strutture in combustione sia di H che di He in masse intermedia e grandi. Conseguentemente, un efficiente overshooting produce nelle piccole masse solo un'allungamento della fase di HB proporzionale al combustibile portato nel nucleo di combustione di elio e, dunque, alle dimensioni di overshooting adottate.

In masse intermedie e grandi l'overshooting modifica invece già le strutture di ZAMS, generando una catena di conseguenze che possono essere riassunte nei seguenti punti:

1. Si prolunga la vita in fase di combustione centrale di H, con modifiche della traccia di uscita dalla ZAMS.
2. All'esaurimento dell'H centrale la struttura ha nuclei di He più massivi e, di conseguenza, si abbassa il valore della massa critica per la RGT.
3. Le stelle si presentano in fase di combustione di elio centrale con nuclei di elio più massivi risultando più luminose e con vite medie più brevi.
4. Le strutture sviluppano infine nuclei di CO più massivi, di conseguenza, scende il valore di M_up

che rappresentano, nel contempo, le caratteristiche osservative sulle quali è possibile in linea di principio verificare e/o calibrare l'efficienza dell'overshooting.


Fig. 8.21 Tracce evolutive di una struttura di 4.0 <tex>M$_{\odot}$</tex> come calcolate seguendo le segnalate assunzioni sull'efficienza di overshooting invasivi.

La Fig. 8.21 riporta un esempio di tale comportamento, mettendo a confronto la traccia evolutiva di struttura di 4 <tex>M$_{\odot}$</tex> calcolata con le assunzioni classiche con tracce per la stessa struttura ma calcolate assumendo un'estensione dell'overshooting pari a 0.10 o 0.25 H_P.

Per ovviare ad alcune inconsistenze, nei calcoli recenti sono stati introdotti approcci più articolati, ad esempio inibendo del tutto l'efficienza dell'overshooting per masse minori od eguali a 1 <tex>M$_{\odot}$</tex>, ad evitare le predizioni di un nucleo convettivo nell'attuale Sole, aumentando gradatamente il valore di tale perametro portandolo in piena, seppur moderata, efficienza per stelle di massa <tex>$\ge$ 1.5 M$_{\odot}$</tex>. La modellistica è ulteriormente complicata dalla coerente introduzione di un parallelo “undershooting” alla base degli inviluppi convettivi, anch'esso modulato in termini di <tex>H$_P$</tex>, seppur con valori autonomi ed in genere diversi da quelli utilizzati per la convezione interna.