Сина јамка

Сина јамка — фаза на развојот на една ѕвезда кога таа се менува од постудена во поврела, пред повторно се разлади. Фазата е наречена по обликот на развојната патека на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм) која образува јамка кон сината (поврела) страна на дијаграмот, т.е. кон местото наречено гранка на сини џинови.
Сините јамки се јавуваат за црвени џинови, ѕвезди на гранката на црвени џинови (ГЦЏ) или оние на асимптотската гранка на џинови (АГЏ). Некои ѕвезди може да направат повеќе од една сина јамка. Многу пулсирачки променливи ѕвезди како кефеидите се ѕвезди на сина јамка. Ѕвездите на хоризонталната гранка не се сметаат за ѕвезди на сината јамка иако тие се привремено поврели од оние на ГЦЏ или АГЏ. Јамките се појавуваат премногу бавно за да бидат забележани кај поединечни ѕвезди, туку се изведуваат теоретски и од својствата и распределбата на ѕвездите на ХР-дијаграмот.
1 Црвени џинови
Највеќето ѕвезди на гранката на црвени џинови (ГЦЏ) имаат инертно хелиумско јадро и остануваат на ГЦЏ сè додека не дојде до хелиумски блесок, кој ги поместува на хоризонталната гранка. Меѓутоа, ѕвездите со маса поголема од немаат инертно јадро. Тие глатко го палат хелиумот пред да стасаат до завршетокот на гранката на црвени џинови и да станат поврели горејќи хелиум во јадрата. Помасивните ѕвезди стануваат поврели во оваа фаза, а ѕвездите со маса поголема од начелно се сметаат дека се на сина јамка, што трае околу милион години. Овој вид на сина јамка се јавува само еднаш во животниот век на ѕвездата.
2 Асимптотска гранка на џинови
Ѕвездите на асимптотската гранка на џинови (АГЏ) имаат претежно инертни јадра од јаглерод и кислород, или пак соединуваат водород и хелиум во концентрични обвивки околу јадрото. Почетокот на хелиумското горење предизвикува топлински пулс, а во некои случаи ѕвездата привремено ја зголемува нејзината температура и прави сина јамка. Може да се јават многу топлински пулсови кога обвивките се палат и гасат, а може да има и повеќе сини јамки во истата ѕвезда.
3 Црвени суперџинови
Црвените суперџинови се масивни ѕвезди кои ја напуштиле главната низа, и во голема мера се прошириле и разладиле. Нивната голема сјајност и мала површинска гравитација значи дека тие брзо ја губат масата. Најсјајните црвени суперџинови можат да губат маса доволно бргу за да станат поврели и помали. Кај најмасивните ѕвезди ова значи дека ѕвездата трајно ја напушта фазата на црвен суперџин за да стане син суперџин, но во некои случаи ѕвездата прави сина јамка и се враќа како црвен суперџин. Таков пример за ѕвезда со втора фаза на црвен суперџин е VY Големо Куче.
4 Појас на нестабилност
Ѕвездите кои прават сини јамки го преминуваат жолтиот дел на ХР-дијаграмот над главната низа, така што многу од нив го преминуваат подрачјето наречено појас на нестабилност. Надворешните слоеви на ѕвездите во тоа подрачје се нестабилни и пулсираат. Ѕвездите од асимптотската гранка на џинови кои ќе го преминат појасот на нестабилност за време на сина јамка стануваат променливи од типот на W Девица. Помасивните ѕвезди што го прават ова од гранката на црвени џинови се класични кефеиди (тип на δ Кефеј). Двата вида ѕвезди имаат сјајни и нестабилни фотосфери во оваа фаза, и неретко имаат спектри на суперџинови, иако највеќето не се доволно масивни за да почнат да соединуваат јаглерод или да станат супернова.
5 Примери
Позначајни ѕвезди кои се во фаза на сина јамка:
* Канопус
* Арнеб* Ета Лав* 4 Гуштер