Hasil Pencarian  ::  Simpan CSV :: Kembali

"Dalam disertasi ini, dua jenis model gravitasi termodifikasi dipelajari dan dampaknya ditinjau pada beberapa sifat bintang neutron. Model pertama adalah gravitasi semi-klasik (SCGrav) yang diajukan oleh Carballo-Rubio [PRL 120, 061102 (2018)] dan model kedua adalah model gravitasi Eddington-inspired Born Infeld (EiBI) yang dipopulerkan oleh Banados dan Ferreira [PRL 105, 011101 (2010)]. Dalam model SCGrav terdapat parameter l p yang merupakan konstanta kopling untuk sebuah suku tambahan pada bagian materi di persamaan medan Einstein. Dalam EiBI terdapat κ, merupakan parameter yang secara skematis mengatur kekuatan dari suku-suku tensor Ricci nonlinear dalam Lagrangian (O(R n+1 ),n ≥ 1), dan λ, yang berelasi dengan konstanta kosmologi biasa Λ c . Pada model SCGrav, efek l p menjadi fokus studi dan kami bandingkan dengan sistem persamaan Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) standar dalam relativitas umum (GR). Dari analisis kami pada SCGrav, kami mendapatkan bahwa efek l p tidak signifikan jika dibandingkan dengan TOV GR. Sementara itu, pada model EiBI, kami berfokus pada efek Λ c terhadap momen inersia I dan parameter deformabilitas tidal Λ. Konstanta kosmologi Λ c dari hasil observasi digunakan dan dibandingkan hasilnya dengan data-data yang diekstraksi dari hasil analisis beberapa literatur yang meninjau data-data observasi tidak langsung dari berbagai bintang neutron bermassa 1.4M ? . Dari analisis terhadap konstanta kosmologi hasil pbservasi, massa maksimum yang diraih hanya sekitar 2.1M.

---

In this dissertation, we investigate two kinds of modified gravity models and their impact on some properties of a neutron star. The first model is the semiclassical gravity (SCGrav) proposed by Carballo-Rubio [PRL 120, 061102 (2018)] and the second model is the Eddington-inspired Born Infeld gravity (EiBI) popularized by Banados and Ferreira [PRL 105, 011101 (2010)]. In the SCGrav model, there is a parameter l p which is a coupling constant for an additional term on the matter part of the Einstein field equation. In EiBI there are κ, which is the parameter that schematically set the strength of the nonlinear Ricci tensor terms in the Lagrangian (O(R n+1 ),n ≥ 1), and λ, which is related to the usual cosmological constant Λ c . In the SCGrav model, we focused on studying the effect of l p and we compare it with the standard Tolman-Oppenheimer-Volkoff equation (TOV) in general relativity (GR). From our analysis on SCGrav, we obtain that the effect of l p is not significant if compared to TOV GR. On the other hand, in the EiBI model we focus on the effect of cosmological constant Λ c towards the moment of inertia I and tidal deformation parameter Λ. We use Λ c from observation and compare the results with observational data from neutron stars with mass 1.4M ? . From our analysis, the maximum mass which can be reached is only around 2.1M."

"Pada tesis ini penulis melaporkan dua buah pekerjaan, yaitu i)efek boson skalar terhadap sifat-sifat bintang gelap fermionik dan ii)efek peluruhan gelap pada bintang netron dengan hyperon. Pada pekerjaan yang pertama, penulis menghitung sifat-sifat makro dari bintang seperti massa radius, momen inersia dan deformasi tidal dari bintang tersebut. Efek skalar akan membuat bintang menjadi lebih mampat. Dengan mengatur kuat interaksinya maka kita dapat melewati batas C=0.22. Pada pekerjaan yang kedua, penulis menguji usulan Fornal dan Grinstein (2019) yang menyatakan bahwa mungkin saja netron mengalami peluruhan menjadi dark matter(materi gelap) pada bintang netron dengan Hyperon. Didapati bahwa mungkin saja materi gelap ada pada inti bintang netron, namun ia hanya muncul pada kerapatan tinggi dan populasinya kecil sekali dengan populasi maksimum sekitar 0.1%.

---

In this thesis two things have been done, i) the effect of the scalar boson on fermionic dark stars and ii) the dark decay effect on neutron stars with hyperon. In the first work, we calculated the macro properties of stars such as mass radius, moment of inertia and tidal deformability of the star. Scalar effects will make stars more compact. By controlling the interaction, we can exceed the C=0.22 limit. In the second work, we examined the proposals of Fornal and Grinstein (2019) which stated that perhaps neutrons experience decay into dark matter in neutron stars with Hyperon. It was found that dark matter may be present in the core of a neutron star, but it only appears at high densities and the population is very small with a maximum population of about 0.1%."

"ABSTRAKTekanan Anisotropik dalam bintang neutron, dapat diselidiki dengan menentukan faktor anisotropiknya (σ) berdasarkan beberapa model. Model yang digunakan dalam penelitian ini adalah model dari Doneva-Yazadjiev (DY), Herrera-Barreto (HB), Bowers-Liang (BL), dan Hernandez-Nunez (HN). Pada inti bintang neutron diasumsikan tersusun dari nukleon, lepton dan hyperon. EOS materi bintang neutron dibangun menggunakan parameter set BSP dan simetri SU(6), yang selanjutnya dianalisis dengan persamaan TOV. Untuk model anisotropik DY, HB dan BL diperoleh prediksi massa maksimumnya konsisten dengan observasi massa dari PSR J1614-2230 dan PSR J0348+0432. Sedangkan untuk model HN, prediksi massa maksimum tidak dapat dicapai karena faktor anisotropiknya tidak konsisten seperti model DY, HB dan BL.

---

ABSTRACTThe presence of anisotropic pressure in neutron stars can be investigate by establishing anisotropic factor (σ) based on the Doneva-Yazadjiev (DY), Herrera-Barreto (HB), Bowers-Liang (BL), and Hernandez-Nunez (HN) anisotropic models. We assume that the neutron stars matter consist of nucleons, leptons, and hyperons. EOS neutron stars matter built by BSP Parameter set and SU(6) symmetry, and then analyzed by TOV equations. We obtain that the DY, HB, and BL models predict neutron stars maximum mass consistent with PSR J1614-2230 and PSR J0348+0432. But the HN model failed to predict neutron stars maximum mass because the anisotropic factor of this model is inconsistent like the others"

"Tesis ini membahas dosis neutron ekuivalen pada beberapa pesawat Linear Accelerator di bawah kepala Linac dengan variasi luas lapangan dan beberapa titik pengukuran di sekitar ruang treatment. Pengukuran menggunakan dosimeter pasangan TLD 100 dan TLD 600 dengan moderator berbentuk bola dari bahan polyethylene diameter 8 inch untuk pengukuran di bawah kepala Linac. TLD disinari dengan sumber gamma 60Co untuk memperoleh faktor koreksi gamma dan dikalibrasi dengan 252Cf untuk memperoleh faktor kalibrasi neutron. Dosis neutron terbesar di bawah kepala Linac yaitu pada pesawat Linac energi 15 MV dengan luas lapangan 20 × 20 cm2 sebesar 0.35 mSv/Gy. Nilai dosis ekuivalen di pintu luar ruang treatment berkisar antara (1,37 × 10-5 – 4,23 × 10-4) μSv/MU dan di dinding operator berkisar antara (4,30 × 10-6 – 2,42 × 10-4) μSv/MU Kontribusi neutron pada dosis efektif per tahun untuk beberapa pesawat Linac di dinding operator adalah 0,1% - 2,1% dan di pintu luar ruang treatment adalah 0,3% - 2,2% dari nilai batas dosis yang ditetapkan

---

This thesis discusses the neutron dose equivalent on several Linear Accelerators in the isocentre with the field size variation and some measurement points around the treatment room. The measurements are performed using TLD 100 and TLD 600 dosimeter which is inserted in a ball-shaped moderator of an 8-inch diameter polyethylene material for measurements in the isocentre. TLDs are calibrated with the 60Co gamma source to find gamma correction factors and calibrated with 252Cf to find neutron calibration factors. The largest neutron dose in the isocentre was on a 15 MV energy Linac with a field size of 20 × 20 cm2 of 0.35 mSv/Gy. The equivalent dose values at the outer door of the treatment room are the range from (1.37 × 10-5 – 4.23 × 10-4) μSv/MU, whereasit is in the range from (4.30 × 10-6 – 2.42 × 10-4) μSv/MU on the operator wall. In addition neutron contribution at effective doses per year for some Linac on the operator's wall is 0,1% - 2,1%, and at the outer door of the treatment room is 0,3% - 2,2% of the set dose limit."

"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."

"ABSTRAKBentuk 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.

---

ABSTRACTShape 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."

"Nuclear bubble merupakan salah satu fenomena menarik di dalam inti atom. Nuclear bubbledikarakterisasi oleh deplesi pada kerapatan pusatnya [Phys. Rev. C79, no 3 2009 ]. Pada penelitian ini, kami menginvestigasi nuclear bubble pada isotop Sn sebagai double magic nuclei dengan menganggap inti bulat. Kami menggunakan model Relativistic Mean Field Termodifikasi MRMF . Metode penelitian yang digunakan untuk menyelidiki pengaruh kopling tensor, isovektor-isoskalar dan pertukaran Coulomb, kami menggunakan 10 set parameter. Ditemukan bahwa Efek tensor tidak signifikan pada energi ikat, jari-jari difraksi, jari-jari rms dan ketebalan permukaan isotop Sn dan isoton N=82. Efek pertukaran Coulomb memperbaiki prediksi untuk energi ikat isotop Sn dan tidak signifikan pada isoton N=82. Untuk efek isovektor nonlinier muncul untuk memperbaiki prediksi jari-jari difraksi dan rms pada isotop Sn, Efek isovektor nonlinier membuat neutron skinsemakin tebal/besar, sedangkan pada parameter halo tidak nampak perbedaan akibat isovektor nonlinier. Nuclear bubble terjadi dengan mengamati deplesi neutron pada isotop Sn.Sedangkan pada isoton N=82 tidak terjadi nuclear bubble. Efek isovektor nonlinier memberikan dampak pada deplesi neutron menjadi lebih besar.

---

Nuclear bubble is one of the interesting phenomena in atomic nucleus. Nuclear bubble is characterized by depletion at its central density Phys. Rev. C79, no 3 2009 . In this study, we investigated the nuclear bubble on the Sn isotopes as double magic nuclei by assuming a spherical nucleus. We use Modified Relativistic Mean Field model MRMF . The research method used to investigate the effect of tensor coupling, isoskalar and Coulomb exchanges, we used 10 sets of parameters. It was found that the effect of tensor is not significant on the binding energy, diffraction radius, radius of rms and the thickness of isotopic surface Sn and isoton N 82. The Coulomb exchange effect improves predictions for Sn isotopic energy and not significant on isoton N 82. For nonlinear isovector effects appear to improve the prediction of diffraction radius and rms on Sn isotopes.The effect of nonlinear isovector makes the neutron skin thicker bigger, whereas in halo parameter there is no difference due to nonlinear isovector. The nuclear bubble occurs by observing the neutron depletion of Sn isotopes. While on isoton N 82 there is no nuclear bubble. The effects of nonlinear isovectors have an impact on the greater the depletion of neutrons."

"Dipelajari sifat-sifat bintang neutron statik dan berotasi dengan menggunakan pendekatan medan rata-rata relativistik dengan menggunakan parameter set NL3, TM1, FSUGold, FSUGZ03, dan FSUGZ06. Tekanan materi nuklir pada kerapatan tinggi yang diperoleh dengan menggunakan parameter set NL3 bersifat paling stiff sedangkan FSUGZ06 bersifat paling soft. Relasi massa dan jari-jari bintang neutron diperoleh dengan menyelesaikan persamaan Tollman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) dengan input persamaan keadaan, baik dengan atau tanpa crust. Prediksi sifat-sifat bintang neutron statik berdasarkan model medan rata-rata relativistik menghasilkan massa maksimum berkisar antara 1,720 M⊙ -2,771 M⊙, sedangkan jari-jari antara 10,963 km - 13,356 km, juga kerapatan jumlah barion pada titik saturasi antara 0,145 fm−3 - 0,151 fm−3. Kerapatan jumlah barion di pusat bintang neutron pada saat massanya maksimum berkisar antara 0,668 fm−3 - 1,181 fm−3 dan kerapatan jumlah barion di daerah transisi dari materi homogen ke materi inhomogen antara 0,049 fm−3 - 0,074 fm−3, sedangkan tekanan materi nuklir pada daerah transisi tersebut berkisar antara 0,177 MeV fm−3 - 0,368 MeV fm−3. Prediksi momen inersia, momen kuadrupol, eliptisitas equator, dan amplitudo regangan gelombang gravitasi juga dipelajari.

---

Static and rotating neutron star properties prediction based on relativistic mean-field (RMF) approximation using NL3, TM1, FSUGold, FSUGZ03, and FSUGZ06 parameter sets have been studied. Pressure of nuclear matter at high densities predicted by NL3 parameter set is the stiffest, but FSUGZ06 is the softest. The mass and radius relation of neutron stars are obtained by solving Tollman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) equation where the input is equation of state of neutron star matter and with or without taking into account the neutron star crust. RMF parameter sets predict the value of maximum mass between 1,720 M⊙ - 2,771 M⊙, while the radius between 10,963 km - 13,356 km, as well as the value of barion number density at saturation point between 0,145 fm−3 -0,151 fm−3. The value of barion number density at central of neutron star with maximum mass is between 0,668 fm−3 - 1,181 fm−3 and the barion number density at transition region from core to crust is between 0,049 fm−3 - 0,074 fm−3, while the corresponding pressure is between 0,177 MeV fm−3 - 0,368 MeV fm−3. The neutron stars inertia moment, quadrupole moment, equatorial ellipticity, and gravitational-wave strain amplitude predicted by RMF model also have been discussed."

"

Sebagai lanjutan dari pekerjaan Ch. Chatzisavvas et al., penelitian ini menerapkan ”kompleksitas” berdasarkan definisi menurut Lopez-Ruiz, H.L. Mancini, dan X. Calbet kepada model bintang ´ neutron (selanjutnya disebut sebagai NS, dari neutron star) yang mempunyai kerak dan inti hyperon, dengan harapan bahwa akan ditemukan sesuatu yang menarik mengenai sifat dan struktur NS. Langkah pertama adalah penyusunan densitas Lagrangian model NS berdasarkan teori medan rerata relativistik untuk mendapatkan persamaan keadaan (EoS, dari equation of state), (ρ). EoS ini selanjutnaya digunakan sebagai masukan persamaan kompleksitas yang hasilnya, yaitu nilai-nilai C didapatkan secara numerik. Diagram kompleksitas-massa NS hasil plot data keluaran menunjukkan bahwa perilaku atau bentuknya serupa dengan diagram kompleksitas-massa sistem terisolir secara umum, yaitu dengan dua minima pada kedua ujung-ujungnya dan satu maksima diantaranya. Kecilnya nilai C (untuk nilai massa maksimal teoretis) juga menunjukkan bahwa NS adalah sistem yang sangat teratur, serupa dengan kristal walaupun NS dimodelkan sebagai cairan (karena ∼99% massanya adalah materi baryon). Terakhir, penambahan kerak (crust) ke dalam EoS menunjukkan hasil bahwa kerak NS juga merupakan sistem yang teratur, dengan tingkat keteraturan yang lebih rendah dari NS secara keseluruhan.

---

---

Continuing the work of K. Ch. Chatzisavvas and others, a measure of complexity proposed by R. Lopez-Ruiz, H.L Mancini, and X. Calbet was used to study a model of neutron star (NS) with crust ´ and hyperonic core. The author employed the relativistic-mean-field approximation theory to build the Lagrangian density model of the NS’s core and obtained the equation of state (EoS), (ρ). This EoS acts as an input for the complexity equation whose output (C-values) was obtained numerically. Plotted against the corresponding mass values, the NS’s complexity-mass diagram behaves very similarly to a complexity-phase diagram of an isolated system. If we take an NS with a theoretical maximum mass value, the results show that it’s a highly ordered system (very low C-value) - which is interesting since NS are modeled as liquids because they are mainly comprised of baryonic matter. Additionally, our results show that NS’s crust is also ordered, although not as highly as the baryonic matter.

"

"Analysis of nist srm 1633B and srm 1646A used by NAA method in order laboratory intercomparation. In order to get of valid and accurate test result, laboratory shall have high commitment related to quality assurance program..."