Analyse des effets des rayonnements sur les dispositifs electroniques

L’intérêt porté sur les rayonnements débute son envol en 1912, date à laquelle le physicien autrichien V. HESS a découvert pour la première fois que la Terre reçoit continuellement des rayonnements en provenance de l’espace. Plus récemment, on attribue la montée en puissance du réchauffement climatique aux rayonnements hautement énergétique venant de l’extérieur. Pour certains pays, la possibilité d’utiliser les rayonnements comme armes de guerre ne relève plus d’une science fiction.

LES ORIGINES PRIVILEGIEES DES RAYONNEMENTS 

LES RAYONNEMENTS D’ORIGINE NATURELLE 

Les rayonnements d’origine naturelle sont des photons et des particules en provenance du Soleil et du milieu interplanétaire.

a) Les photons

Ils proviennent généralement de la transformation de l’hydrogène en hélium dans le noyau du soleil car cette transformation libère une énorme quantité d’énergie sous forme des photons hautement énergétique [5]. A chaque seconde, environ 600 millions de tonnes d’hydrogène sont transformés. Les photons se propagent à la vitesse de la lumière c’est-à-dire à 300000 km.s-1. Il leur faut en moyenne 8 mn et 19s, pour atteindre l’atmosphère terrestre.

b) Les particules 

Ces particules peuvent provenir de tous les coins de l’espace .

(i) Ceintures de radiations
Elles sont constituées des particules chargées légères piégées dans la magnétosphère terrestre. On distingue une ceinture interne et une ceinture externe, composées essentiellement de protons et d’électrons. Leur énergie est comprise entre quelques dizaines de keV et plusieurs centaines de MeV, avec des flux localisés dans la ceinture interne atteignant 109 protons/m2 /s. Parmi les particules piégées dans la magnétosphère, des ions lourds faiblement ionisés ont été également découverts.

(ii) Rayonnement cosmique
Les rayons cosmiques sont des particules chargées très énergétiques provenant de l’extérieur du système solaire. Ils sont principalement constitués de protons, de particules α et de tous les éléments ayant un numéro atomique compris entre 1 et 92. Leur flux est très faible mais étant constitué de particules hautement énergétiques (plusieurs centaines de GeV), ils ont des parcours important dans la matière. Ils peuvent traverser les blindages et même les satellites de part en part.

(iii) Le vent solaire
La couronne est la région la plus étendue du soleil. Sa température peut atteindre plusieurs millions de degrés Kelvin (° K) et elle se mélange également au milieu interplanétaire. Via cette température élevée, les composants de la couronne se trouvent à l’état de plasma. Les électrons, légers et chauds, ne sont pas retenus par le champ de gravitation du Soleil, car la vitesse d’agitation thermique des électrons est largement supérieure à la vitesse de libération de l’attraction gravitationnelle du Soleil. Les électrons s’échappent alors vers le milieu interstellaire presque vide et entraînent les protons, avec eux.

On remarque que la couronne est extrêmement chaude par rapport à la photosphère même si celle-ci est la plus éloignée du noyau.

(iv) Les éruptions solaires
Il existe deus types d’éruptions : les éruptions riches en protons qui ont un spectre d’énergie pouvant aller jusqu’à une centaine de MeV et les éruptions solaires à ions lourds qui ont un spectre en énergie allant de quelques dizaines à quelques centaines de MeV. Si le spectre est moins dur ici que pour les rayons cosmiques, en revanche le flux d’ions est de 100 à 1000 fois plus important.

c) Les facteurs des variations 

Il existe trois principaux facteurs qui définissent le taux de rayonnements arrivant à la surface : les activités solaires, le champ magnétique terrestre et l’atmosphère terrestre .

(i) Les activités solaires
Le Soleil émet des ondes, comme un corps noir à une température d’environ 5700°K, dont le maximum du spectre est situé dans le visible. Le flux total de ces ondes (visible) est peu variable dans le temps. Il l’est essentiellement du côté des hautes fréquences (rayons UV et au delà) et des basses fréquences (flux radio). Cette variabilité est reliée aux taches solaires, centres magnétiques actifs dus aux mouvements fluides près de sa surface, et qui peuvent dégénérer en une éruption. Les taches solaires suivent un cycle d’environ 11 ans (ou de 22 ans, si l’on tient compte de la polarité du champ magnétique). Ces taches sont plus nombreuses pendant une période de 5 ans (maximum solaire), et sont moins nombreuses après (minimum solaire). Les perturbations du flux de particules sont reliées aux modifications du champ. Pendant les éruptions, une partie de l’énergie du Soleil peut s’échapper de la couronne. Elles sont reliées à des éjections de masse coronale (CME ou Coronal Mass Ejection) qui, si elles se dirigent vers la Terre, elles peuvent y produire des orages magnétiques violents. Pendant ces éruptions, des particules plus énergétiques, atteignant plusieurs centaines de MeV peuvent également être éjectées du Soleil, formant les événements à protons (SPE ou Solar Proton Event). D’autre part, les trous coronaux, qui sont à l’origine du vent solaire rapide, peuvent atteindre des régions équatoriales, en particulier pendant la décroissance du cycle et interagir avec la Terre, induisant également des orages magnétiques. L’émission de particules associée à cet événement est à la hausse ; la vitesse des électrons et protons peut atteindre 2 125 km.s-1, alors qu’elle est typiquement de 370 km.s-1 et que les vitesses des particules d’éruptions classiques sont de l’ordre de 600 à 700 km.s-1.

(ii) Le champ magnétique terrestre
Le champ magnétique de la Terre interagit avec le champ interplanétaire pour former la magnétosphère. Il s’agit d’une cavité fermée où les particules du vent solaire ne peuvent pénétrer directement et qui s’étend à environ 60000 km du côté jour et plus de 1 million de km du côté nuit (queue de la magnétosphère). La magnétosphère forme un obstacle au vent solaire, créant un choc en amont à quelques 100000 km, cette région s’appelle la magnétogaine. Toutefois, la magnétosphère n’est pas complètement imperméable aux particules extérieures. Les particules de très hautes énergies (supérieures à 1 MeV pour les protons) peuvent directement rentrer dans la magnétosphère, en ne faisant généralement qu’y passer. Pendant les phases de reconnexion, quand la composante du champ magnétique interplanétaire le long de l’axe du dipôle terrestre est dans le sens du champ magnétique terrestre, les particules du vent solaire peuvent en partie rentrer dans la queue de la magnétosphère et peuvent être en partie dirigés vers la Terre. Ces phases impulsives sont nommées sous-orages, elles peuvent se produire plusieurs fois par jour et donner lieu à des perturbations localisées de l’ionosphère.

(iii) L’atmosphère terrestre
Les photons interagissent avec les constituants gazeux de l’atmosphère et avec toutes les particules en suspension qui y sont présentes (gouttelettes d’eau, cristaux de glace…). Les gaz à effet de serre en provenance de la surface du globe, font également partie de ces constituants. La contribution de ces gaz à la modification du taux de rayonnement reçu à la surface dépend de leur abondance et surtout de leur efficacité spécifique. Cette dernière est la résultante de leur pouvoir absorbant et de leur durée d’existence dans l’atmosphère.

Le rayonnement atteignant la surface s’éloigne de façon notable du rayonnement atteignant la limite supérieure de l’atmosphère, en particulier du fait de l’absorption par les constituants gazeux de l’atmosphère. Dans certaines bandes de longueur d’onde, le rayonnement est atténué ou même annulé. Les principales bandes d’absorption sont dues à l’ozone (longueur d’onde entre 0,2 et 0,3 µm dans le domaine ultraviolet), au dioxyde de carbone (autour de 2,75 µm et 4,25 µm), mais surtout à la vapeur d’eau dont l’absorption est prépondérante (en particulier autour de 0,9 µm, de 1,1 µm, de 1,4 µm, de 1,9 µm, de 2,4 à 2,9 µm et de 3 à 4 µm). Il qui module principalement l’allure du spectre solaire reçu au sol.

Table des matières

INTRODUCTION
CHAPITRE 1 : LES INTERACTIONS DES RAYONNEMENTS AVEC LA MATIERE
1-1 INTERACTIONS AVEC LES RAYONNEMENTS CHARGES
a) Cas des particules chargées lourdes
(i) Transfert d’énergie maximal
(ii) Perte moyenne d’énergie
b) Cas des électrons
(i) Perte moyenne d’énergie
(ii) Rayonnement électromagnétique de freinage
1-2 INTERACTIONS AVEC LES RAYONNEMENTS NEUTRES
a) Cas des neutrons
b) Cas des photons
(i) L’effet photoélectrique
α- Principe
β- Effet secondaire
δ- Section efficace
(ii) Effet Compton
α- Principe
β- Section efficace
(iii) Création de paire électron-positron
α- Principe
β- Gerbe électromagnétique et annihilation du positron
δ- Section efficace
(iv) Atténuation du faisceau
CHAPITRE 2 : LES ORIGINES PRIVILEGIEES DES RAYONNEMENTS
2-1 LES RAYONNEMENTS D’ORIGINE NATURELLE
a) Les photons
b) Les particules
(i) Ceintures de radiations
(ii) Rayonnement cosmique
(iii) Le vent solaire
(iv) Les éruptions solaires
c) Les facteurs des variations
(i) Les activités solaires
(ii) Le champ magnétique terrestre
(iii) L’atmosphère terrestre
2-2 LES RAYONNEMENTS D’ORIGINE ARTIFICIELLE
a) Applications civiles
(i) Centrales nucléaires
α- La réaction de fission
β- La réaction en chaîne
(ii) Accélérateurs des particules
b) Applications militaires
(i) Armes nucléaires
(ii) Les armes à impulsion électromagnétique
α- La e-bomb
β- Principe
CHAPITRE 3 : LES PROCEDES DE FABRICATION DES DISPOSITIFS ELECTRONIQUES
3-1 LES PHENOMENES DE TRANSPORT DANS LES SEMICONDUCTEURS
a) Conduction des semiconducteurs
b) Notion de diffusion
3-2 PRINCIPALES ETAPES D’UN PROCESSUS DE FABRICATION DES CIRCUITS INTEGRES
a) Dépôt d’une zone épitaxiale
b) Opérations de pré-diffusion
c) Réalisation des caisses d’isolement
d) Diffusion des couches
e) Mise en place des contacts
f) Enrobé du circuit
CHAPITRE 4 : LES EFFETS DES RAYONNEMENTS SUR LES DISPOSITIFS ELECTRONIQUES
4-1 IONISATION ACCUMULEE
a) Mécanismes
(i) Recombinaison
(ii) Transport des porteurs excédentaires
(iii) Piégeage des trous dans l’oxyde
b) Conséquences de la TID
(i) Sur les MOSFETs
(ii) Sur les BJTs
4-2 EVENEMENTS SINGULIERS
a) Mécanismes
(i) Génération
(ii) Collection
b) Résultats
(i) Effets non destructifs
(ii) Evénements singuliers destructifs
4-3 ANALYSE DU SINGLE EVENT UPSET
a) Caractérisation du SEU
(i) Quantités de charges
α- Quantité de charges critiques
β- Quantité de charges déposées
δ- Exemple
(ii) Effets de la recombinaison des porteurs créés
α- Evolution de la quantité des charges collectées
β- Apparition d’une fenêtre de vulnérabilité ou window of vulnerability
b) Etudes du SEU dans une cellule mémoire DRAM
(i) Principe de fonctionnement d’un mémoire DRAM
α- Ecriture
β- Lecture
δ- Rafraîchissement
(ii) Présentation du SEU dans la cellule mémoire DRAM
4-4 SIMULATION
CONCLUSION
ANNEXE

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