Hasil Pencarian  ::  Simpan CSV :: Kembali

"Dipelajari efek temperatur pada persamaan keadaan materi nuklir asimetrik. Perhitungan dilakukan dengan menggunakan model nuklir Walecka nonlinier diperumum dengan pendekatan medan rata-rata. Penelitian difokuskan pada studi efek temperatur pada kurva kestabilan mekanik, kestabilan kimia, dan koeksistensi fasa. Dan juga membandingkan kurva kestabilan mekanik, kestabilan kimia, dan koeksistensi fasa menggunakan parameter set yang berbeda pada temperatur tertentu.

---

The temperatur effect in the equation of state of asymetrik nuclear matter are studied. The Calculation are done by using generalized nonlinear Walecka nuclear model within mean field approximation. The investigation focus is on the temperatur effect of mechanical stabilty, chemical stability, and phase coexistance. And then we compare the curves of mechanical stabilty, chemical stability, and phase coexistance reproduced by different parameter set at finite temperature."

"Dipelajari efek temperatur pada persamaan keadaan materi nuklir dan materi neutron pada bintang neutron. Perhitungan dilakukan dengan menggunakan model nuklir Walecka dengan pendekatan medan rata-rata. Penelitian difokuskan pada studi perubahan massa efektif, energi densitas, energi ikat dan tekanan, terhadap perubahan temperatur.

---

The temperature effects in the equation of state of nuclear and neutron matter in the neutron star are studied. The calculation are done by using Walecka Nuclear Model within Mean Field Approximation. The investigation focus are the change of effective mass, energy density, binding energy and pressure by increasing temperature."

"Hamburan neutrino dengan materi bintang quark melalui interaksi lemah arus ne- tral telah dipelajari. Untuk menjelaskan keadaan materi quark, digunakan model bag MIT. Struktur bintang quark dapat dipelajari dengan memasukkan persamaan keadaan bintang quark kedalam persamaan TOV. Dalam tulisan ini kami mempela- jari penampang lintang differensial dan lintasan bebas rata-rata neutrino. Perhitun- gan dilakukan menggunakan dua metode; Pertama dengan memperhatikan hambu- ran N-body sebagai N kali hamburan dua partikel, Kedua dengan memperlakukan efek banyak benda dengan baik dalam hamburan N-body. Kedua pendekatan dipela- jari dan dibandingkan pada kasus temperatur nol. Untuk pendekatan pertama, interaksi didominasi oleh quark down, sedangkan untuk pendekatan kedua quark down dan quark strange memberikan kontribusi yang sama. Lintasan bebas rata- rata neutrino menurun dengan meningkatnya kerapatan, temperatur dan energi awal neutrino. Untuk kasus temperatur berhingga, terdapat beberapa faktor yang perlu diperhatikan, seperti; faktor retardasi, Pauli blocking dan detailed balancing. Pauli blocking dan detailed balancing secara signifikan mengurangi nilai lintasan bebas rata-rata neutrino. Sedangkan faktor retardasi menunjukkan sifat yang tidak biasa dari lintasan bebas rata-rata neutrino-quark strange. Selain itu, efek penangkapan neutrino secara signifikan menyebabkan fraksi elektron meningkat. Kontribusi elek- tron menurunkan lintasan bebas rata-rata neutrino. Lebih lanjut, lintasan bebas rata-rata neutrino dari pusat bintang quark hingga ke permukaan bintang semakin meningkat.

---

The scattering of neutrino with quark star matter through neutral current weak interaction is studied. To describe the quark matter state, MIT bag model is used. The quark star structures can be studied by inserted the quark star equation of state into TOV equation. Here we study the neutrino differential cross section and mean free path. The calculation is performed by using two method; First by considering N-body scattering as N times two body scattering, Second by treating the many body effect properly in N-body scattering. Both approach are compared and studied for the case zero temperature, where we have found that for the first approach, interaction are dominated by the one from down quark, while the second approach the down and strange quarks provide similar contribution. Neutrino mean free path decreases with increasing density, temperature and initial energy neutrino. For finite temperatur case are several factors should be considered, i.e, retardation, Pauli blocking and detailed balancing factors. Pauli blocking and detailed balancing significantly reduce the value of the neutrino mean free path. While the retardation factor indicates unusual behavior of neutrino-strange quark mean free path. In addition, the effect of neutrino trapping is significantly increased the fraction of electrons. Contribution of electrons reduces the value neutrino matter mean free path. Therefore, the neutrino mean free path from the center of quark star to the stellar surface increases."

"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."