Hasil Pencarian  ::  Simpan CSV :: Kembali

Abstrak :

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.

Abstrak :
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.

Abstrak :
Kami mempelajari sifat atau karakteristik penggunaan fungsi kopling A pada teori skalar tensor terhadap massa-radius bintang neutron. Kami membatasi pengerjaan ini untuk kasus bintang statik dengan simetri bola. Teramati, fungsi kopling yang dipilih menghasilkan fenomena spontaneous scalarization pada kasus bintang neutron dengan persamaan keadaan politropik dan persamaan keadaan NL3 pada bintang neutron saat nilai asymp; -4.5. Namun, skalarisasi tidak terjadi untuk EoS G2 dengan hyperon. Lebih lanjut, pada kasus bintang quark fenomena skalarisasi juga terjadi saat ? asymp; -4.5 baik dengan penggunaan EoS Scalar Coulomb maupun EoS Vector Coulomb. ......We study the characteristic of choosing coupling function A in scalar tensor theory to find mass radius relation from the neutron star. We resrict the case for static with spherical simetric star. We observe, the choosing of our coupling function produce spontaneous scalarization phenomenon in neutron star with polytropic equation of state and NL3 equation of state in neutron star when asymp 4.5. But, scalararization does not occur when using G2 with hyperon equation of state. Furthermore, in quark star case scalarization phenomenon also occur when asymp 4.5 for both Scalar Coulomb and Vector Coulomb equation of state.

Abstrak :
Keberadaan partikel hyperon di dalam bintang neutron diteliti dengan menggunakan model medan rata-rata relativistik. Dengan mengasumsikan adanya hyperon di dalam bintang neutron akan berdampak kepada persamaan keadaan dan sifat-sifat bintang neutron seperti jari-jari, massa, transisi fase dan lain-lain. Pada kajian ini akan dibahas bagaimana pengaruh konstanta kopling 𝜍∗ meson terhadap persamaan keadaan bintang neutron dan bagaimana pengaruhnya terhadap transisi fase bintang neutron untuk tekanan yang anisotropik dengan menggunakan model medan rata-rata relativistik dan parameter set BSP yang kemudian dikomparasikan dengan parameter set GM1. Diperoleh hasil dengan memvariasikan konstanta kopling 𝑔𝜍∗Λ 𝑔𝜍𝑁 berdampak kepada persamaan keadaan bintang neutron dan hubungan massa dan jari-jari bintang neutron.

---

The existence hyperon in neutron stars has been studied by using relativistic mean field model. By assuming the hyperon in neutron stars will affect the equation of state and properties of neutron stars such as radius, mass, phase transitions, and others. In this study, we will discuss how 𝜍∗ meson coupling constant affecting equation of state and phase transition in neutron stars for anisotropic pressure by using relativistic mean field model and BSP parameter set which later will be compared with GM1 parameter set. It can be seen that by varying 𝑔𝜍 ∗Λ/𝑔𝜍𝑁 coupling constant affecting the equation of state and mass-radius relation of neutron stars.

Abstrak :
ABSTRAK
Tekanan 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.

---

ABSTRACT
The 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

Abstrak :
ABSTRAK
Parameter isoskalar SNM dan parameter isovektor PNM dari berbagai nilai radius nukleon serta efek fitting pada prediksi daerah medium density dan low density PNM, dengan menggunakan nilai b = 0:0005 dan b = 0:01 serta radius nukleon 0, 0.66 fm, 0.76 fm, 0.83 fm, dan 0.99 fm telah berhasil diperoleh. Parameter isoskalar hasil fit menghasilkan nilai yang cocok dengan perhitungan DBHF untuk semua radius nukleon yang digunakan, kecuali untuk radius 0.99 fm yang tidak memenuhi prediksi EOS SNM, menurut hasil eksperimen tumbukan ion berat. Sementara itu, efek fitting untuk parameter-parameter di luar daerah fitting window tidak sesuai dengan jangkauan eksperimen dari Danielewicz, dkk. Hal ini kemungkinan diakibatkan oleh keterbatasan jangkauan parameter, nilai b, dan radius nukleon yang digunakan.

---

ABSTRAK
The isoscalar parameter of SNM and isovector parameter of PNM from various nucleon size as well as the effects of fitting on medium density and low density prediction area of PNM have been investigated. To this end, we have chosen cutoff parameter 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 with the result of the DBHF calculation for all nucleon radii used, except for rN = 0:99 fm, which does not fulfill the SNM EOS prediction based on the results of heavy ion collision. On the other hands, the effect of fitting by means of the parameters outside the upper and lower bounds does not agree with the experimental result of Danielwicz et al. It is suspected that this could happen due to the limitation of the parameter range, b, as well as the nucleon radius us

Abstrak :
Parameter tidal deformability NAK dari bintang neutron menunjukan quadrupole moment dari sebuah bintang neutron yang berada dibawah pengaruh medan eksternal dari bintang neutron lain dalam sebuah binary system. Selain melakukan perhitungan terhadap NAK, kami juga melakukan perhitungan terhadap surficial love number hl yang menunjukan efek deformasi pada permukaan bintang neutron dan magnetic love number j2 kemudian melihat hubungannya dengan compactness dari bintang neutron. Nilai NAK dan hl dipengaruhi oleh variasi dari tidal love number kl dimana l = 1; 2; 3 Nilai ini sangat dipengaruhi oleh Equation of State (EoS) dari inti bintang neutron. Kami menemukan adanya pengaruh dari coupling constant hyperon pada EoS dengan parameter set TM1. Penentuan coupling constant hyperon berdasarkan pada simetri SU(6) dan HX1. Sedangkan untuk paramter set FSUGold dan NL3 kami menggunakan parameter set tanpa hyperon. ...... Tidal deformability parameter NAK of a neutron star describes quadrupole moment of a neutron star influenced by external field. In this work, we calculate tidal deformability, surficial love number hl, and magnetic love number j2 in binary neutron stars. The value of NAK is characterized by various love number kl where l = 2; 3; 4:::: These numbers depend quite sensitively on equation of states of neutron star core. We investigate the effects of the hyperon coupling constant prescriptions such as the ones of SU(6) and HX1 on NAK. While for FSUGold and NL3 parameter set we use non hyperon parameter set.

Abstrak :
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.

Abstrak :
Dipelajari efek hyperon pada persamaan keadaan bintang neutron yang mengandung oktet baryon serta lepton dan yang mengandung neutrino yang terperangkap secara analitik sedangkan hanya yang mengandung n, p, hyperon Λ dan Σ- saja diberikan hasil numeriknya. Perhitungan dilakukan dengan menggunakan metode pendekatan model medan rata-rata relativistik. Efek neutrino yang terperangkap mengakibatkan perubahan yang signifikan pada persamaan fraksi, hal ini karena neutrino yang terperangkap terjadi pada bintang proto neutron yang mempunyai proton relatif banyak. Selanjutnya dilakukan variasi konstanta kopling hyperon untuk parameter set G2**, variasi ini dilakukan untuk persamaan keadaan yang mengandung n, p, hyperon Λ dan Hyperon Σ-. Diperoleh hasil bahwa perubahan nilai konstanta kopling gωΛ memberikan pengaruh terhadap kemunculan hyperon Λ. Semakin kecil nilai gωΛ menyebabkan hyperon Λ lebih dahulu muncul. Perubahan nilai konstanta gσ*Λ memberikan pengaruh terhadap kemunculan dari hyperon Σ-. Semakin kecil nilai gσ*Λ menyebabkan hyperon Σ- lebih dahulu muncul. Dan nilai konstanta yang paling mendekati dengan hasil pengamatan bintang neutron PSR J1903+0327 (D.J. Champion et al, 2008) adalah saat gσ*Λ = -(2/3)gωN dan gωΛ = 0.8gωN. ......Hyperon effect on equation of state that containing baryon octet with lepton and neutrino trapping are analitically calculated. However, only matter containing n, p, hyperon Λ and Σ- have been studied numerically. Calculation is done by using Relativistic Mean Field approach. The biggest changed in equation of fraction for containing neutrino trapping because of it is happened in proto neutron star. Next done variations coupling constant hyperon for parameter set G2**, variation is conducted to equation of state containing n, p, hyperon Λ dan Hyperon Σ-. Obtained that values change coupling constant gωΛ gave impacts to the emergence of hyperon Λ and values change coupling constant gσ*Λ gave impacts to the emergence of hyperon Σ. And the constant values prediction that approaching the result of the observation neutron star of PSR J1903+0327(D.J. Champion et al, 2008) is in the gσ*Λ = -(2/3) gωN and gωΛ = 0.8 gωN.

Abstrak :
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.