La mesure des particules en environnement spatial

L’exploration du système solaire et l’étude de l’univers lointain sont encore sources de découvertes et de mystère pour la communauté scientifique et pour l’humanité en général. Ces observations sont actuellement principalement basées sur la mesure d’ions et de particules in-situ qui constituent ces milieux. Les instruments d’observation intègrent des détecteurs spatiaux, utilisés pour convertir l’énergie des particules en charges électriques mesurables. Ces derniers sont étroitement liés à leur électronique analogique ou AnalogFront-End (AFE) et cette combinaison forme des chaines astrophysiques de détection appelées « sensor heads ».

Depuis quelques années, la volonté d’améliorer les résolutions spatiale et spectrale des détecteurs nécessite la conception d’une électronique intégrée multivoies. Ainsi, une électronique spatiale de type Application Specific Integrated Circuit (ASIC) doit être développée. Cela permet d’une part de s’adapter au mieux à chaque détecteur pour en optimiser les performances ; et d’autre part de bénéficier des multiples avantages inhérents à l’utilisation d’une technologie CMOS : diminuer les dimensions et les temps de transit des signaux [1], intégration multifonctions [2], réduction des coûts pour une fabrication de masse [3] et effets parasites étudiés et bien connus [4; 5].

Cependant les contraintes spatiales exigent une qualification draconienne du circuit. En effet, ces environnents radiatifs peuvent endommager les systèmes électroniques embarqués à bord des missions spatiales. Grâce à la réduction des dimensions, il ne semble plus opportun aujourd’hui d’utiliser des technologies dédiées au spatial (type SOI ou biCMOS spécifiques) mais plutôt de mettre en œuvre des techniques de durcissement par design (RHBD) sur des technologies standards qui sont moins onéreuses et plus performantes.

La mesure des particules en environnement spatial

Présentation de l’environnement spatial 

L’environnement spatial nous laisse souvent imaginer des étendues noires et vides, s’étendant dans les confins de l’univers. Mais ce n’est pas tout à fait le cas. En effet, ce volume de l’espace n’est pas inoccupé, mais baigne dans des champs et ondes électromagnétiques et est peuplé de particules, à la fois chargées et neutres. Cette matière est le plus souvent dans un état dit plasma qui est présent dans plus de 99% de l’univers. La détermination des processus physiques qui régissent cet état de la matière et la composition de cette dernière aide les scientifiques a valider ou a rejeter les théories existantes, a formuler de nouvelles questions, et a élargir notre compréhension de l’univers.

Les plasmas 

Le terme plasma, qui qualifie un « quatrième état de la matière », a été utilisé en physique pour la première fois par le physicien américain Irving Langmuir dès 1928 [6]. Un plasma est une phase différente des solides, des liquides et des gaz. C’est un ensemble de particules chargées (et neutres) qui répond collectivement aux champs électromagnétiques et qui, à son tour, les modifie. Les particules d’un plasma sont majoritairement chargées, électrons et ions de densité de charges égales, il s’agit en première approximation d’un gaz partiellement ou totalement ionisé dont la température élevée empêche les recombinaisons d’ions et d’électrons. Les collisions entre particules peuvent jouer également un rôle important, mais de nombreux plasmas spatiaux sont sans collisions, les ondes jouant alors un rôle prépondérant. Le plasma présente des espèces de particules différentes, qui ont des gammes de vitesse, de températures et de flux très variées [7]. Dans l’univers proche, des mécanismes ‘plasma’, pourtant fondamentaux, restent énigmatiques. C’est par exemple le cas de celui qui chauffe l’atmosphère solaire (la couronne) jusqu’à des températures supérieures à 1.10⁶ K, alors que sa température de surface n’excède pas 6 000 K. Par ailleurs, d’importantes quantités de plasma sont projetées dans l’univers suite à une  éruption solaire (éjection de masse coronale).

Sur la Terre, le plasma n’est rencontré à l’état naturel qu’aux très hautes températures, quand l’énergie est telle qu’elle réussit à arracher des électrons aux atomes. C’est le cas par exemple dans les flammes, les éclairs d’orages. Dans l’univers lointain, de nombreux objets astrophysiques sont faits de matière ionisée qui possède une densité de charges suffisante pour présenter un comportement collectif, résultant du mouvement des charges en réponse à des champs électriques et magnétiques. Ces plasmas concernent les atmosphères des étoiles, le milieu interstellaire, les disques d’accrétion autour des trous noirs, les galaxies radio, les quasars, les supernovae rémanentes… Pour décrire le comportement d’un plasma, il faut à la fois des outils pour décrire le comportement d’un fluide (statistique de Boltzmann, ou équations de dynamique des fluides) et des outils qui décrivent les lois de l’électromagnétisme (équations de Maxwell). Il faut également savoir coupler ces équations. Nous nous concentrerons ici sur les plasmas spatiaux, d’une part de l’espace interplanétaire(vent solaire) et d’autre part de la haute atmosphère et de l’ionosphère terrestre.

Vent solaire 

Le système solaire est le siège de nombreux processus plasmas initiés principalement par le vent de particules chargées émis continuellement par l’astre. Le soleil perd en effet environ 1.10⁹ kg (soit un million de tonnes) de matière par seconde, sous forme de vent solaire. Dans la couronne surchauffée du soleil (2 millions de degrés), les atomes d’hydrogène sont ionisés, mais aussi les éléments minoritaires plus lourds, carbone, oxygène, azote, fer. Ce plasma d’ions et d’électrons est ensuite expulsé à une vitesse considérable. La vitesse du vent solaire varie de 400 à 800 km/s environ, la moyenne étant de 450 km/s et sa température est de l’ordre de 100 000 K à l’orbite de la Terre, pour une densité moyenne de quelque particules/cm3. Le vent solaire étant un plasma, il subit l’influence du champ magnétique solaire (à proximité du soleil, là où le champ magnétique est fort) mais, de par son mouvement, déforme aussi les lignes de champ magnétique solaire (là où le champ magnétique est faible). À cause de la combinaison du mouvement radial des particules et de la rotation du soleil, les lignes de champ magnétique solaires forment une spirale : la spirale de Parker .

La composition du vent solaire reflète les caractéristiques de la région du soleil d’où il provient, la couronne solaire. Le vent solaire balaie aussi les matériaux des régions du milieu interplanétaire où il s’écoule. Les particules ainsi entraînées proviennent par exemple des comètes, des astéroïdes, des atmosphères, des planètes et des satellites. Elles comprennent également les constituants ionisés du milieu interstellaire local. En permettant de distinguer les matériaux entraînés et solaires, les mesures de composition ionique effectuées dans le milieu interplanétaire ou au voisinage des corps célestes, fournissent des informations sur les sources et leur probable évolution temporelle. En outre, les atmosphères des planètes s’échappent sous l’effet du rayonnement ultra-violet du soleil et des impacts des particules solaires sur les très hautes atmosphères. Les environnements planétaires sont ainsi formés de plasmas différents, tant d’origine solaire que planétaire. La composition en ions du plasma permet de différencier les sources. La connaissance des états de charge des ions aide à caractériser les processus d’accélération agissant autour de ces objets, souvent magnétisés et où de l’énergie magnétique est souvent convertie sporadiquement en énergie thermique et cinétique des particules.

Sprites et Elves

Dans les basses couches de l’atmosphère de la Terre, les orages atmosphériques constituent un des phénomènes perturbateurs les plus importants de l’environnement terrestre. Deux mille orages sont en permanence actifs dans le monde, produisant 50 à 100 éclairs par seconde. Des observations récentes d’émissions lumineuses dans l’atmosphère moyenne et supérieure et d’émissions de rayons gamma d’origine atmosphérique témoignent d’un couplage vertical impulsif et violent de l’atmosphère avec l’ionosphère et la magnétosphère de la Terre au dessus des cellules orageuses actives. Ce couplage direct et les énergies considérables mises en jeu font intervenir, au niveau des plasmas spatiaux, de la chimie et de la dynamique de l’atmosphère moyenne, des processus qui n’avaient pas été envisagés jusqu’à présent. Il peut être déclenché par le rayonnement cosmique, le vent solaire et les processus météorologiques et volcaniques affectant les couches inférieures de l’atmosphère.

La découverte de ces phénomènes étant très récente, les connaissances actuelles se limitent à celles des émissions lumineuses observées dans le spectre visible du sol ou à partir de détecteurs optiques embarqués sur satellite et orientés vers l’horizon. Les études théoriques montrent que ces émissions ne sont qu’une partie d’un phénomène beaucoup plus complexe qui fait aussi intervenir des émissions x et y , des émissions d’ondes électromagnétiques s’étendant dans une gamme large (0,1 Hz à plusieurs dizaines de MHz) et un couplage atmosphère/ionosphère qui conduit à la génération de champs électriques intenses et à l’accélération d’électrons jusqu’à des énergies considérables (pouvant atteindre 30 MeV) .

Table des matières

Introduction générale
Chapitre I La mesure des particules en environnement spatial
I.1. Présentation de l’environnement spatial
I.1.1. Introduction
I.1.2. Les plasmas
I.1.3. Vent solaire
I.1.4. Sprites et Elves
I.2. Système de détection et de mesure d’un plasma
I.2.1. Caractérisation d’un plasma
I.2.2. L’instrumentation
I.2.3. Principes de mesure des particules chargés
I.2.4. Systèmes de détection associés à la mesure des électrons et des ions de faible énergie
a) Principe
b) L’analyseur électrostatique de type « top hat »
I.2.5. Systèmes de détection associés à la mesure des électrons et des ions de grandes énergies
a) Principe
b) Spectromètre à temps de vol
I.3. Conclusion
I.1. Références
Chapitre II Les détecteurs utilisés pour la mesure en environnement spatial
II.1. Présentation des détecteurs
II.2. La Microchannel plate
II.2.1. Description
II.2.2. Principe de fonctionnement
II.2.3. Le chevron et le Z-stack
II.2.4. Réponse en gain
II.2.5. Modèle électrique équivalent
II.3. Les détecteurs à semi-conducteur
II.3.1. Les interactions matière – particules chargées
a) Pertes d’énergie par collisions
b) Perte d’énergie radiative
c) Pertes totales d’énergie
d) Effets de déviation sur les parcours
e) Génération de paires électron-trou
f) Choix du semi-conducteur
II.3.2. Description de l’instrument
II.3.3. Réponse simulée du détecteur sous GEANT4
a) Construction
b) Simulation
c) Réponse
II.3.4. Temps de collecte de la charge
II.3.5. Capacité équivalente
II.3.6. Le courant de fuite
II.3.7. Résumé des paramètres du détecteur
II.4. Conclusion
II.5. Références
Chapitre III Chaînes d’instrumentation en technologie CMOS pour détecteurs spatiaux
III.1. Généralités
III.1.1. L’électronique spatiale embarquée
III.1.2. L’environnement spatial radiatif
a) Le rayonnement cosmique
b) Le vent solaire et éruption solaire
c) Ceintures de radiation
III.1.3. Tenue aux radiations de l’électronique
III.1.4. Effets des radiations sur l’électronique MOS
a) L’effet de dose cumulée (TID)
b) Les évènements transitoires (SEE’s)
III.1.5. Choix d’une technologie
III.1.6. Durcissement par design (RHBD)
a) Le durcissement à la TID
b) Le durcissement aux SEE
c) Conclusion
III.1.7. Circuits CMOS basse consommation
a) Mode opératoire
b) Modélisation en faible inversion
III.2. L’intégration de la charge
III.2.1. Principe
III.2.2. Le préamplificateur de charge (CPA)
III.2.3. Préamplificateur de charge amélioré
III.3. Mise en forme et filtrage
III.3.1. Principe
III.3.2. Pulse shaper
III.4. Chaîne de conversion CPA + PS
III.4.1. Etat de l’art
III.4.2. Gain de conversion
III.4.3. Bande passante en bruit et ENC
III.5. Etude en bruit
III.5.1. Les différents types de bruit
a) Le bruit thermique (thermal noise)
b) Le bruit en 1/ (flicker noise)
c) Le bruit de grenaille (shot noise)
III.5.2. Modèle de bruit dans un transistor MOS
III.5.3. Bruit engendrés par le CPA
a) Bruits de l’amplificateur à transconductance
b) Bruits du CPA
III.5.4. ENC de la chaîne complète
III.5.5. Evolution de l’ENC en fonction des paramètres du circuit
a) ENC en fonction du MOS d’entrée
b) ENC en fonction des autres paramètres
III.6. Conclusion
III.7. Références
Chapitre IV Intégration en technologie CMOS 0.35 µm d’une chaîne d’instrumentation pour la détection de particules par un détecteur spatial
Conclusion générale

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