Hasil Pencarian  ::  Simpan CSV :: Kembali

"Bintang neutron yang lazimnya dianggap tak bermuatan kini diberikan medan listrik dengan kerapatan muatan yang menaik ataupun menurun, serta membandingkan keduanya dengan yang tak bermuatan untuk dibandingkan kestabilannya. Kita mempelajari pengaruh medan listrik dalam kesetimbangan dan kestabilan bintang neutron, yang diselidiki melalui solusi numerik dari persamaan TOV dan persamaan osilasi radial, Kami menemukan bahwa tidak terdapat perubahan massa yang signifikan antara massa maksimum dengan massa eigen dasar. Namun kita temukan perubahan pada kerapatan dan jari-jari bintang. Dengan jari-jari bintang terkecil adalah 10.4633 km yang diberikan oleh ρch turun, serta jari-jari terbesar adalah 11.0522 km diberikan oleh ρch naik.

---

A neutron star oftenly considered chargeless is now given a Electric field with a rising or falling charge densities, afterwards the two charges are compared with the chargeless neutron star to compare its stability. We study the effects of electric field in the equilibrity and stability of a neutron star through numerical solution of TOV equation and radial oscillation equation. We found that the difference between the maximum mass and ground eigenmass are negligible. However there are difference on the density and radius of the star. The smallest radius 10.4633 km was given by the decreasing ρch, whereas the largest radius 11.0522 km was given by the increasing ρch."

"[ABSTRAK

Di permukaan bintang neutron, perubahan kerapatan partikel yang signikan dapat

menghasilkan separasi muatan dalam bentuk lapisan dipol listrik. Pada penelitian

ini dipelajari efek medan listrik akibat lapisan tersebut terhadap properti dari bintang

neutron. Untuk memodelkan kerapatan lapisan dipol listrik, kami menggunakan

dua fungsi Gaussian. Pada perhitungan ini kami gunakan dua model dengan

asumsi berbeda, yakni: model dengan asumsi bahwa bintang neutron hanya tersusun

atas p, n, e dan  serta model dengan asumsi bintang neutron tersusun dari p, n, e,

 dan hyperon. Hasil yang diperoleh menunjukkan bahwa massa maksimum tidak

sensitif terhadap medan listrik di permukaan, tetapi radius bintang dengan massa

kanonik 1:4Mb cukup sensitif terhadap medan listrik. Bintang neutron dengan

hyperon bersifat lebih soft dibandingkan bintang neutron tanpa hyperon

---

ABSTRACT

On the surface of a neutron star, a signicant particle density changes can produce

charge separation in the form electric dipole layer. This research studied electric

eld eect from the dipole layer on the properties of neutron star. For modeling

electric dipole layer density, we use two Gaussian functions. We use two models

with dierent assumptions: namely a model which assumes the neutron star is only

composed of p, n, e and  and a model which assumes the neutron star is composed of

p, n, e,  and hyperon. The result showes that the maximum mass is not sensitive to

the electric elds on the surface, but the radius of star with canonical mass 1:4Mb

is quite sensitive to electric elds. The neutron star with hyperon is softer than

without hyperon;On the surface of a neutron star, a signicant particle density changes can produce

charge separation in the form electric dipole layer. This research studied electric

eld eect from the dipole layer on the properties of neutron star. For modeling

electric dipole layer density, we use two Gaussian functions. We use two models

with dierent assumptions: namely a model which assumes the neutron star is only

composed of p, n, e and  and a model which assumes the neutron star is composed of

p, n, e,  and hyperon. The result showes that the maximum mass is not sensitive to

the electric elds on the surface, but the radius of star with canonical mass 1:4Mb

is quite sensitive to electric elds. The neutron star with hyperon is softer than

without hyperon, On the surface of a neutron star, a signicant particle density changes can produce

charge separation in the form electric dipole layer. This research studied electric

eld eect from the dipole layer on the properties of neutron star. For modeling

electric dipole layer density, we use two Gaussian functions. We use two models

with dierent assumptions: namely a model which assumes the neutron star is only

composed of p, n, e and  and a model which assumes the neutron star is composed of

p, n, e,  and hyperon. The result showes that the maximum mass is not sensitive to

the electric elds on the surface, but the radius of star with canonical mass 1:4Mb

is quite sensitive to electric elds. The neutron star with hyperon is softer than

without hyperon]"

"Penelitian mengenai bintang neutron telah banyak dilakukan, diantaranya adalah penelitian pada bintang neutron yang terdefromasi menggunakan persamaan TOV namun untuk keadaan medan magnet bintang yang isotropi. Adapun penelitian lainnya yang membahas mengenai formalisme relativitas umum dari bintang neutron dengan medan magnPenelitian mengenai bintang neutron telah banyak dilakukan, diantaranya adalah penelitian pada bintang neutron yang terdeformasi menggunakan pendekatan persamaan TOV namun untuk keadaan medan magnet bintang yang isotropi. Adapun penelitian lainnya ada yang membahas mengenai formalisme relativitas umum dari bintang neutron dengan medan magnet yang anisotropi. Sedangkan penelitian kali ini adalah penelitian yang coba mengakomodir kedua penelitian sebelumnya, yaitu penelitian pada bintang neutron yang mengalami deformasi dan dengan keadaan medan magnet yang anisotropi. Penelitian dilakukan dengan memodifikasi tensor metrik dan tensor-energi momentum untuk mengonstruksi persamaan gravitasi Einstein. Hasil akhir dari persamaan tersebut dapat menjelaskan bagaimana pengaruh deformasi dan medan magnet terhadap profil dari bintang neutron.

---

Many studies of Neutron Star have been done. Some research studied on deformed neutron star using TOV Equation approach, but with an isotropic magnetic field. Some are using the general relativity formalism of the neutron star with an anisotropic magnetic field. This research combine both of the methods, we study about a deformed neutron star with an anisotropic magnetic field. The research is to do some modification on metric tensor and the energy momentum tensor to construct the Einsteins gravitational equation. The final equation will show the effect of the deformation and magnetic field on the neutron star."

"Medan magnet yang tinggi pada bintang neutron menimbulkan konsekuensi yang menarik, salah satunya adalah deformasi bintang neutron, persamaan koreksi deformasi yang melengkapi persamaan bola Tolman-Oppenheimer-Volkov dapat dihitung dari persamaan medan Einstein dengan memperhitungkan kontribusi magnetik pada persamaan tensor energi-momentum dari materi bintang neutron. Kami melakukan ekspansi multipol pada tensor energi-momentum yang mengandung medan magnet serta ekspansi multipol dari metrik relatif terhadap metrik Schwarzschild, dimana ekspansi multipol dilakukan hanya sampai pada orde kedua. Kami telah menunjukkan bahwa efek deformasi tampak lebih signifikan pada bintang neutron dengan massa kecil. Jika kita melihat pada hubungan radius massa bintang neutron. Bentuk bintang neutron berubah dari bola menjadi oblat, jika massanya menurun dari massa maksimum.

---

The high magnetic field of neutron stars leads to interesting consequences, one of which is the deformation of neutron stars, the deformation correction equations that complemented the Tolman Oppenheimer Volkov equations can be calculated from Einstein field equations and included the magnetic contribution on the energy momentum tensor of neutron star matters. Here, the multipole expansion is carried out on momentum energy tensors containing magnetic fields as well as multipole expansion of the corresponding metric around Schwarzschild metric where the corresponding multipole expansions is performed only up to second order. We have shown that the effect of deformation appears more significantly in neutron stars with small masses. If we look on mass radius relation of neutron stars, by decreasing the mass from maximum mass, the shape of neutron stars change from spherical into oblate."

"ABSTRACTKami mempelajari pengaruh dari gravitasi Rastall dalam kesetimbangan dan kestabilan bintang quark yang diselidiki melalui solusi numerik dari persamaan kesetimbangan hidrostatik dan persamaan osilasi radial. Materi quark dalam bintang quark dijelaskan oleh persamaan keadaan MIT Bag dan CIDDM. Kami menemukan bahwa massa maksimumdan massa nilai eigen nol ditemukan pada densitas energi pusat yang berbeda. Kami menunjukkan bahwa dengan seiring meningkatnya, massa maksimum akan semakin menjauhi massa nilai eigen nol. Hasil ini juga cukup penting dalam menganalisis kestabilan objek bintang yang lain seperti bintang neutron, bintang boson dan lain-lain dalam konteks gravitasi Rastall.

---

ABSTRACTWe study the influence of Rastall Gravity in the equilibrium and stability of quark stars is investigated through the numerical solution of the hydrostatic equilibrium equation and the radial oscillation equation. Quark matter inside the quark stars is described by the MIT Bag and CIDDM model equation of state. We found that the maximum mass value and the zero eigenvalue mass are found at the different central energy density. We show that as the increases, the maximum mass will be further away from the zero eigenvalue mass. These results are also quite important to analyze the stability of other stellar objects such as neutron stars, boson stars in the context of Rastall Gravity."

"Di alam semesta terdapat benda kompak yang merupakan sisa peluruhan dari evolusi bintang selama ratusan tahun. Salah satu benda kompak yang menarik untuk diteliti adalah bintang neutron. Karakteristik bintang neutron adalah ukurannya yang kecil dengan kerapatannya yang besar. Struktur bintang neutron didefinisikan dalam persamaan medan Einstein pada keadaan equilibrium yang disebut dengan persamaan Tolman,Oppenheimer dan Volkoff (TOV). Dalam keadaan isotropik, bintang neutron diasumsikan bersifat statis, bulat dan tidak berotasi. Penelitian mengenai bintang neutron dalam keadaan statik dan slow rotating sudah banyak dipelajari, namun penambahan efek konstanta kosmologi menjadi menarik untuk diteliti bagaimana pengaruhnya terhadap sifat bintang neutron. Pada keadaan slow rotating persamaan keadaan Einstein memiliki suku tambahan yang mengandung ω(r). Penambahan konstanta kosmologi (Λ) pada persamaan keadaan akan otomatis mengubah sifat bintang neutron. Perubahan terhadap massa-radius, momen inersia dan crust menjadi fokus yang dipelajari dalam penelitian ini.

---

In the universe there are compact objects that are remnants of decay from the evolution of stars over hundreds of years. One compact object that is interesting to study is the neutron star. The characteristic of a neutron star is its small size and large density. The structure of a neutron star is defined in the Einstein field equation in a equilibrium state called the Tolman, Oppenheimer, and Volkoff (TOV) equation. In isotropic conditions, the neutron star is assumed to be static, spherical and not rotating. neutron star in static and slow rotating states have been widely studied, but the addition of the effects of cosmological constants is interesting to inverstigate how they affect the properties of neutron stars. In the slow rotating state, the Einstein state equation has an additional term containing ω(r). The addition of cosmological constants (Λ) to the state equation will automatically change the neutron stars nature. The changes of mass radius, moment of inertia and crust are the focus of this investigation."

"ABSTRAK

Bentuk kompleksitas dari suatu sistem yang selanjutnya dikenal sebagai entropi konfigurasi dapat diterapkan untuk menentukan batas kestabilan dari objek astrofisika. Densitas energi sebagai fungsi yang terlokalisasi secara spasial dan terikat yang merupakan solusi dari persamaan efektif bintang dijadikan input untuk menghitung entropi konfigurasi dari bintang politropik dan bintang neutron. Disini bintang politropik dipelajari dalam limit non-relativistik dari teori gravitasi: Eddington inspired Born Infeld EiBI , dan cubic Gallileon Veinstein . Sementara bintang neutron dipelajari dalam gravitasi EiBI dengan menggunakan dua jenis persamaan keadaan: gas neutron dan baryon yang saling berinteraksi. Batas kestabilan dari masing-masing objek berdasarkan metode ini selanjutnya dapat digunakan untuk mengkonstrain parameter bebas dari masing-masing teori gravitasi termodifikasi.Kata Kunci: Entropi konfigurasi, bintang politropik, bintang neutron, teori gravitasi Eddington-inspired Born Infeld, teori gravitasi cubic Gallileon.

---

ABSTRACT

Shape complexity of a system which is known as configuration entropy can be applied to determine stability bounds on astrophysical objects. Energy density as spatially localized bounded function as solution of stellar effective equations are used to compute configuration entropy from polytropic stars and neutron stars. Here polytropic stars are studied within non relativistic limit of these modified gravities Eddington inspired Born Infeld EiBI , and cubic Gallileon Veinstein . Meanwhile, neutron stars are studied within EiBI gravity by using two kinds of equation of state neutron gas, and interacting baryons. Stability bounds on each objects based on this method can be used to constraint free parameters of each modified gravities. Keywords Configuration entropy polytropic stars neutron stars Eddington inspired Born Infeld gravity cubic Gallileon gravity."

"ABSTRAKParameter isoskalar SNM dan parameter isovektor PNM dari berbagai nilai radiusnukleon serta efek fitting pada prediksi daerah medium density dan low densityPNM, dengan menggunakan nilai b = 0:0005 dan b = 0:01 serta radius nukleon0, 0.66 fm, 0.76 fm, 0.83 fm, dan 0.99 fm telah berhasil diperoleh. Parameterisoskalar hasil fit menghasilkan nilai yang cocok dengan perhitungan DBHFuntuk semua radius nukleon yang digunakan, kecuali untuk radius 0.99 fm yangtidak memenuhi prediksi EOS SNM, menurut hasil eksperimen tumbukan ionberat. Sementara itu, efek fitting untuk parameter-parameter di luar daerah fittingwindow tidak sesuai dengan jangkauan eksperimen dari Danielewicz, dkk. Halini kemungkinan diakibatkan oleh keterbatasan jangkauan parameter, nilai b, danradius nukleon yang digunakan.

---

ABSTRAKThe isoscalar parameter of SNM and isovector parameter of PNM from variousnucleon size as well as the effects of fitting on medium density and low densityprediction area of PNM have been investigated. To this end, we have chosen cutoffparameter b = 0:0005 and b = 0:01, with the nucleon radius of 0, 0.66, 0.76,0.83, and 0.99 fm. The obtained isoscalar parameters lead to a good agreement withthe result of the DBHF calculation for all nucleon radii used, except for rN = 0:99fm, which does not fulfill the SNM EOS prediction based on the results of heavyion collision. On the other hands, the effect of fitting by means of the parametersoutside the upper and lower bounds does not agree with the experimental result ofDanielwicz et al. It is suspected that this could happen due to the limitation of theparameter range, b, as well as the nucleon radius us"

"Kontribusi terbesar pada penentuan persamaan keadaan di lapisan kulit luar bintang neutron adalah kontribusi dari inti kisi dan elektron Kami mempelajari sifat sifat lapisan kulit luar bintang neutron dengan menggunakan toy model yang pertama kali diperkenalkan oleh Roca Maza Toy model menggunakan dua asumsi yaitu inti atom sebagai tetes cairan dan elektron sebagai gas Fermi relativistik Hasil perhitungan numerik toy model kami cocokkan dengan tabel massa milik Audi untuk mengetahui variasi unsur yang ada di lapisan ini Sedangkan untuk melihat keakuratan toy model kami bandingkan dengan hasil dari referensi pada kerapatan drip dari neutron Hasilnya toy model ini memperlihatkan prediksi kerapatan drip dari neutron pada nilai kerapatan jenuh neutron sekitar 0.26424 MeV fermi kubik dan cocok dengan unsur Zirkonium 109.

---

The main contributions for determining the equation of state of the outer crust of neutron star are from nuclear electronic and lattice We have already studied a toy model developing first time by Roca Maza that use two assumptions i e nucleus are liquid drop LDM and electrons are relativistic Fermi gas For knowing the variations of elements in the outer crust the parameters of the model are obtained by fitting to atomic nuclear mass tables by Audi Wapstra 2003 To show the accuracy of toy model rsquo s calculation we compare it with the result of the neutron drip in this region This result calculation of toy model successfully showing the neutron drip on the value of neutron drip densities about 0 26424 MeV fermi cubic and that corresponding to the 109 Zirkonium element."