Hasil Pencarian  ::  Simpan CSV :: Kembali

"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."

"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%."

"

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.

"

"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."

"

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.

"

"Bintang neutron yang lazimnya dianggap tak bermuatan kini diberikan medan listrik dengan kerapatan muatan yang menaik ataupun menurun, serta membandingkan keduanya dengan yang tak bermuatan untuk dibandingkan kestabilannya. Kita mempelajari pengaruh medan listrik dalam kesetimbangan dan kestabilan bintang neutron, yang diselidiki melalui solusi numerik dari persamaan TOV dan persamaan osilasi radial, Kami menemukan bahwa tidak terdapat perubahan massa yang signifikan antara massa maksimum dengan massa eigen dasar. Namun kita temukan perubahan pada kerapatan dan jari-jari bintang. Dengan jari-jari bintang terkecil adalah 10.4633 km yang diberikan oleh ρch turun, serta jari-jari terbesar adalah 11.0522 km diberikan oleh ρch naik.

---

A neutron star oftenly considered chargeless is now given a Electric field with a rising or falling charge densities, afterwards the two charges are compared with the chargeless neutron star to compare its stability. We study the effects of electric field in the equilibrity and stability of a neutron star through numerical solution of TOV equation and radial oscillation equation. We found that the difference between the maximum mass and ground eigenmass are negligible. However there are difference on the density and radius of the star. The smallest radius 10.4633 km was given by the decreasing ρch, whereas the largest radius 11.0522 km was given by the increasing ρch."