Hasil Pencarian  ::  Simpan CSV :: Kembali

"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."

"ABSTRACT

Penulis mempelajari sifat-sifat bintang gelap menggunakan model interaksi diri, model pertukaran meson vektor dan model kondensat Bose-Einstein. Bintang gelap merupakan kumpulan dari materi gelap boson. Materi gelap boson berada dalam keadaan dasar. Sifat-sifat dari bintang gelap yang dipelajari oleh penulis yaitu massa dan jari-jari bintang, deformasi pasang-surut, momen inersia dan hubungan I-Love-Q. Dengan diketahui sifat-sifat tersebut, penulis dapat mengetahui interaksi yang terjadi pada materi gelap boson. Massa materi gelap boson ditetapkan yaitu 300 MeV dan 400 MeV. Nilai konstanta kopling pada model interaksi diri, nilai massa interaksi pada model pertukaran meson vektor dan nilai panjang hamburan pada model kondensat Bose-Einstein diambil dari hasil simulasi numerik materi gelap dingin dan tidak bertumbukan CCDM yang memenuhi persamaan 0.1 ?cm?^2/g le; ?/m_b le;1 ?cm?^2/g.

---

ABSTRACT

We study properties of dark stars on self interaction model, exchange vector meson model and Bose Einstein condensate model. Dark stars are compact objects formed from bosonic dark matter. Bosonic dark matter is in ground state. The properties of the dark stars studied by us are the mass and radius of stars, tidal deformation, inertia moment, and I Love Q relation. By knowing these properties, we can see the interactions that occur in bosonic dark matter. Bosonic dark matter mass is set at 300 MeV and 400 MeV. Coupling constant on self interaction model, interaction mass on exchange vector meson model, and scattering length on Bose Einstein condensate model determined by the result of numerical simulations CCDM which requires 0.1 ?cm?^2/g le; ?/m_b le;1 ?cm?^2/g. "

"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."

"Deformasi tidal dari sebuah objek gravitasi dapat terjadi karena berbagai macam sebab. Salah satunya adalah karena potensial gravitasi internal dari objek tersebut.Deformasi tidal pada kasus Newtonian, Newtonian N-dimensi dan relativitas umum telah dipelajari. Pada penelitian ini, kami memperlajari dampak dari teori modifikasi gravitasi pada deformasi tidal dalam kerangka Newtonian, dimana kami menggunakan bintang katai putih sebagai representasi. Pada perhitungan yang kami lakukan, kami mengasumsikan objek gravitasi berada dalam keadaan statik dan non relativistik, yang pada skripsi ini akan dijelaskan bahwa teori gravitasi termodifikasi memberi pengaruh yang cukup signifikan pada deformasi tidal pada bintang katai putih.

---

Tidal deformation of a gravitational body can occur because of many reasons. One of them is due to the gravitational potential from other bodies. The tidal deformations within Newtonian, N-dimension Newtonian and general relativity have been studied. In this work, we study the impact of modified gravity theory on tidal deformation within the Newtonian framework, where we used white dwarfs as the representation of the stars. Here, we used Eddington inspired Born Infeld and Beyond Horndeski gravity theories. In our calculations, we assume that the gravity objects to be static and non-relativistic, which we soon will unveil that the theory of modified gravity give a significant effect on tidal deformation of white dwarf.

"

"Kami menggunakan profil densitas energi ρ(r) analitik Tolman VII dan modifikasi Tolman VII Jiang and Yagi (2019) untuk mempelajari properti-properti bintang. Kami melakukan analisis sistematik terkait kesesuaian dari persamaan keadaan (EoS) dengan kondisi stabilitas secara fisis untuk kedua profil. Dalam perhitungan, untuk memudahkan, semua ekspresi dibuat dalam bentuk dimensionless dengan memperkenalkan besaran ζ = r/R. Terkait stabilitas terhadap radial pulsation, kami menganalisa parameter adiabatik dari kedua model untuk melihat besar compactness yang memenuhi kondisi stabilitas secara fisis. TVII memberikan batas compactness C ∈ [0.1−0.335] berdasarkan syarat energy conditions dan C,0.38 berdasar indeks adiabatik yang diperoleh. MTVII tidak memberikan rentang α yang unik untuk semua model karena batas energy conditions yang berlaku dan menunjukkan kestabilan untuk C < 0.38 pada setiap variasi α dengan ζ ∈ [0−0.88].

---

We use Tolman VII and Modified Tolman VII Jiang and Yagi (2019) density energy profile ρ(r) to study about star properties. We carry out systematic analysis regarding equation of state (EoS) with physical stability conditions for both profiles. In calculations, to simplify, all expressions written on dimensionless by introducing ζ = r/R. Related radial pulsation stability, we analyze index adiabatic from both models to learn about physical stability that fit compactness. TVII allow limit of compactness C ∈ [0.1−0.335] based on energy conditions boundary and C = 0.38 based on adiabatic index. MTVII does not provide range of α that fit all energy conditions boundary, especially speed of sound limit. Compactness show stability for C < 0.38 for all α variation with ζ ∈ [0−0.88]."

"

Telah dibuat model tekanan anisotropik pada modifikasi gravitasi EMSG (Energy Momentum Squared Gravity) untuk menyelidiki lebih dalam pengaruh tekanan anisotropik terhadap massa, densitas energi, dan profiles bintang neutron. Persamaan medan Einstein digunakan dan dimodifikasi dari definisi aksi dan densitas Lagrangian untuk menghasilkan persamaan TOV (Tolman–Oppenheimer–Volkof) termodifikasi sebagai hasil rumusan nilai massa dan tekanan radial bintang neutron. Digunakan model anisotropik Doneva-Yazadjiev (DY) untuk dibahas secara analitik sampai ke perhitungan numerik. Perhitungan numerik persamaan keadaan bintang neutron dengan hiperon menggunakan parameter BSP dan SU(6). Program ini juga dimodifikasi dari model standar dengan menambahkan fungsi kecepatan suara. Hasil relasi massa-radius menunjukkan massa bintang menjadi 2 sampai 2,5 kali massa matahari terhadap aplikasi EMSG di model tekanan isotropik dengan parameter BSP. Hasil prediksi massa maksimum bintang pada model ini sensitif terhadap data observasi pulsar baru-baru ini pada pengukuran massa dan radius PSR J0740+6620.

---

We have made an anisotropic pressure model of neutron stars into Energy Momentum Squared Gravity (EMSG) to investigate impact of neutron star mass, energy density, and profiles due to anisotropic pressure factor. Einstein field equation is used and it is modified from least action priciple and Lagrangian density to extract modified TOV (Tolman–Oppenheimer–Volkof) equations as radial mass and pressure results. Doneva-Yazadjiev (DY) anisotropic model is used to discuss this model analytically and numerically. Numerical details has been using BSP and SU(6) equation of state with hyperon and these are modified from standard model by adding speed of sound function. We show that the mass-radius relations incerase neutron star mass to 2-2,5  from BSP model in EMSG. The maximum mass and radius prediction of this model corresponds with PSR J0740+6620.

"