Hasil Pencarian  ::  Simpan CSV :: Kembali

"Untuk melukiskan sistem nukleon baik dalam struktur inti atau materi nuklir dibutuhkan interaksi nuklir efektif. Model Walecka adalah salah satu model yang menggunakan pertukaran meson sebagai representasi interaksi nuklir efektif tersebut. Dengan menggunakan model Walecka, persamaan keadaan materi nuklir sebagai fungsi kerapatan dan suhu dapat dipelajari. Pada tesis ini sifat-sifat termodinamika dari materi nuklir baik yang simetrik maupun yang asimetrik berdasarkan parameter set terbaru yang ada pada literatur dari model Walecka dipelajari dan di analisa.

---

To describe nucleonic system such as nuclear structure or nuclear matter, an effective nuclear interaction is needed. Walecka model is one of the models that can be used the exchange of mesons to represent that interaction. By using Walecka model, the equation of state of nuclear matter as a function of nuclear density and temperature can be studied. In this thesis, thermodinamically properties of nuclear matter not only the symmetric but also the asymmetric one are studied and analysed by using the recent parameter set of Walecka model found in literature."

"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."

"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."

"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."

"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."

"Pada tahun 1964, Gellman dan Zweig mengajukan hipotesis bahwa proton, neutron, dan hadron lainnya tersusun dari partikel elementer yang disebut quark. Setelah itu, Bodmer, Terazawa dan Witten mengajukan gagasan ten- tang adanya quark strange pada bintang kompak yang menyebabkan energi ikat quark up, down, strange lebih rendah dibandingkan energi ikat nuklir. Model yang mudah digunakan untuk mempelajari bintang quark yaitu dengan model bag MIT. Ukuran bag direpresentasikan oleh konstanta bag, B, dimana massa quark konstan. Pada temperatur T = 0, maka fraksi quark up konstan, sekitar 33%, sedangkan fraksi quark down turun diikuti fraksi quark strange yang naik. Fraksi quark up pada T ̸= 0, tanpa penangkapan neutrino, sekitar 33%, namun pada T ̸= 0, dengan penangkapan neutrino, fraksi quark up naik menjadi 42%. Massa bintang akan meningkat ketika nilai B turun.

---

In 1964, Gellman and Zweig proposed their hypothesis about the proton, the neutron, and all the other hadrons composed by elementary particle which were called quark. Afterwards, Bodmer, Terazawa and Witten proposed idea about strange quark in compact stars which binding energy of up, down, strange quark lower than nuclear. A simple model to learn quark stars is the MIT bag model. The size of the bag is represented by the bag constant, B, with mass of quark is constant. Temperature T = 0, the fraction of up quarks is constant, about 33%, the fraction of down quarks decreases followed by the increase of strange quarks fraction. The fraction of up quarks at T ̸= 0, without neutrino trapping about 33%, whereas at T ̸= 0, in case neutrino trapping, the fraction of up quarks increases to 42%. The maximum mass of the stars increases as the value B decrease."

"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"

"White dwarf (WD) dapat dikatakan sebagai keadaan evolusi akhir dari bintang sekuens utama dengan massa awal hingga 8.5-10.6 M. Berbeda dengan bintang neutron, WD relatif kurang kompak tetapi persamaan keadaan (EoS) dari WD relatif lebih pasti dikenal orang. 'General relativity' (GR) dari Einstein adalah teori standar dari gravitasi. Saat ini modififikasi teori gravitasi menjadi topik yang sangat menarik perhatian para peneliti karena pada bintang kompak seperti WD dan binatang neutron dapat terobservasi adanya modififikasi dari GR. Dibanding bintang neutron, penelitian terkait modififikasi gravitasi untuk WD relatif lebih jarang. Padahal saat ini diobservasi WD dengan massa yang lebih besar dari massa Chadrasekar, yang tidak dapat dijelaskan berdasarkan GR. Pada penelitian kali ini, akan diinvestigasi konfifigurasi kesetimbangan dari WD berdasarkan teori modififikasi gravitasi F(R, T), dimana R adalah Ricci skalar dan T adalah tensor dari energi momentum dimana teori F(R, T) = R + 2IT dengan nilai dari I konstan digunakan selain itu kami juga menggunakan EoS yang realistik yang diusulkan oleh Salpeter. Sifat fifisik dari WD yang akan diselidiki meliputi massa, radius, tekanan, dan kerapatan energi serta ketergantungan sifat-sifat tersebut terhadap parameter I. Hasilnya dibandingkan dengan hasil-hasil pengamatan.

---

White dwarf (WD) is the fifinal evolutionary state of the main sequence star with an initial mass of up to 8.5-10.6 M. WD is different from neutron stars, it is relatively less com pact but the equation of state (EoS) of WD is relatively more certain. 'General relativity' (GR) from Einstein is the standard theory of gravity. Recently, the study of modifified theories of gravity has attracted many researchers` attention because compact stars like WD and neutron stars can be observed for modififications from GR. Compared to neutron stars, studies related to gravity modifification for WD are relatively rare. Even though WD is currently observed with a larger mass than the Chandrasekar mass, which cannot be explained based on GR. In this work we investigate the equilibrium confifigurations of white dwarfs based on modifified gravity theory, namely F(R, T) gravity, R stand for the Ricci scalar and T stand for the trace of the energy-momentum tensor, where the theory F(R, T) = R + 2IT withI being constant. Besides that, we also use realistic EoS proposed by Salpeter. The properties of WD to be investigated include mass, radius, pressure, and energy density as well as the dependence of these characteristics on the I parameter. The results are compared with the other results of observations."

"Pada tesis ini dipelajari objek kompak anisotropik dengan interior diisi dengan dark energy (energi gelap). Objek yang disebut anisotropik, karena tekanan radial dan tangensial di interior objek tidak sama. Untuk memodelkan keadaan energi gelap, digunakan persamaan keadaan Van der Waals dengan parameter bebas ”γ”, “β̅” dan “φ̅”. Perhitungan dilakukan dengan menyelesaikan persamaan Tolman-Oppenheimer￾Volkof (TOV) dimensonless (tidak berdimensi). Di formalisme ini, radius ” ξ” berharga nol hingga satu. Studi yang dilakukan adalah memeriksa jangkauan dari ”γ”, “β̅” dan “φ̅” agar memenuhi objek yang stabil secara fisis. Kestabilan objek kompak ditinjau dari kuadrat kecepatan suara radial dan tangensial. Hasil diperoleh “γ ∈ [0, 0.38]”, “φ̅ ∈ [-0.05, 0]” dan “β̅ ∈ [-0.58, 0]”, untuk memenuhi objek yang stabil. Melalui jangkauan”γ”, “β̅” dan “φ̅” yang diperoleh, ditinjau profil-profil objek.

---

In this thesis, an anisotropic compact object with an interior filled with dark energy is studied. The object is called anisotropic, because the radial and tangential pressures in the interior of the object are not the same. To model the state of dark energy, the Van der Waals equation of state is used with free parameters "γ", "β̅" and "φ̅". The calculation is done by solving the dimensionless Tolman-Oppenheimer-Volkof (TOV) equation. In this formalism, the radius "ξ" has a value of zero to one. The study conducted is to examine the range of "γ", "β̅" and "φ̅" to meet a physically stable object. The stability of the compact object is reviewed from the square of the radial and tangential sound speeds. The results obtained are “γ ∈ [0, 0.38]”, “φ̅ ∈ [-0.05, 0]” and “β̅ ∈ [-0.58, 0]”, to meet the stable object. Through the range of “γ”, “β̅” and “φ̅” obtained, the object profiles are reviewed.."

"Penelitian ini bertujuan untuk mengetahui sifat astrofisika dari bintang boson pada temperatur nol dan temperatur tidak nol. Telah didapatkan persamaan keadaan pada bintang boson di sistem relativistik dengan menggunakan representasi termodinamika dan memenuhi persamaan Gross-Pitaevski. Dilakukan pendekatan bahwa bintang tidak berotasi dan tidak mendapat gangguan dari luar. Persamaan keadaan yang didapat konsisten secara termodinamika dan dijadikan sebagi input ke dalam Persamaan Tolman-Oppenheimer-Volkoff yang diselesaikan secara numerik untuk mengetahui relasi massa dengan jari-jari pada bintang boson. Diketahui massa maksimum bintang boson baik pada temperatur nol dan pada temperatur tidak nol adalah sekitar 0:41 m dan besar jari-jari pada massa maksimum sekitar 2 R. Diketahui pula bahwa di sistem bintang boson pada temperatur tidak nol terdapat daerah ketidak stabilan yaitu saat tekanan dan densitas energi bernilai rendah (saat tekanan mendekati limit nol). Pada penelitian ini dipelajari pula sifat astrofisika pada bintang boson berdasarkan teori gravitasi Newton.

---

The purpose of this study is to find out the astrophysical properties of boson star of zero and non-zero temperature system. We find the equation of state of relativistic boson star using thermodynamic approximation and satisfying the Gross-Pitaevskii approximation. The star has no rotation and external disturbances. The equation of state is consistent with thermodynamics and it becomes the input of the Tolman-Oppenheimer-Volkoff equation that solved numerically to find the mass-radius relation of the star. The maximum mass of boson star in zero and non-zero temperature system is about 0:41 m and the radius of the maximum mass is about 2 R. We also find in non-zero temperature system the boson star has instability region that is in low pressure and low energy density (the pressure approximate to zero). We also study the astrophysical property of boson star based on Newtonian gravity theory."