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  • La mission GRAIL de la NASA dévoile un nouveau visage de la Lune | UnivEarthS
    régions sombres sont d importants bassins d impact recouverts de laves formés par des impacts d astéroïdes il y a environ quatre milliards d années Les données de la mission GRAIL indiquent que les deux hémisphères lunaires ont été bombardés par une population similaire d impacts mais qu ils ont réagit différemment Carte globale de l épaisseur de la croûte lunaire obtenue à partir des données de la mission GRAIL La face visible de la Lune est sur la partie gauche et la face cachée sur la partie droite Sur la face visible le Procellarum KREEP Terrane une région qui contient une concentration importante de potassium terres rares et phosphore et entouré de blanc A l exception du bassin Aitken entouré de gris dans la partie inférieure de la face cachée il y a 12 bassins d impact dont le diamètre est plus de 200 km sur chaque hémisphère Ils sont entourés de cercles noirs Ces cartes sont deux projections azimutales équivalentes de Lambert centré sur la face visible gauche et cachée droite Crédit image NASA JPL Caltech K Miljković La compréhension des bassins d impacts lunaires a été ralentie par le simple fait qu il n y a pas de consensus sur leur taille La plupart des bassins d impact sur la face visible de la Lune on été recouverts de laves qui cachent des indices morphologiques importants qui pourraient être utilisés pour déterminer leur taille La mission GRAIL a permis de mesurer la structure interne de la Lune avec des détails sans précédents pendant 9 mois en 2012 Avec ces données les scientifiques de la mission ont pu redéfinir la taille des bassins d impact massifs sur la Lune Les cartes d épaisseur de la croûte lunaire générées par GRAIL ont révélé que plus de bassins d impacts importants sont situés sur l hémisphère visible que sur la face cachée Comment est ce possible si comme généralement supposé les deux hémisphères ont reçu le même nombre d impacts Les chercheurs savent depuis longtemps que les températures sur la face visible sont plus importantes que sur la face cachée les abondances en éléments radioactifs uranium et thorium sont plus importantes sur la face visible et par conséquent la vaste majorité des éruptions volcaniques ont eu lieu sur la face visible de la Lune Katarina Miljković de l Institut de Physique du Globe de Paris et premier auteur de l étude note que les simulations d impacts indiquent que les impacts dans une croûte fine et de température élevée représentative des premiers stages de l évolution de la face visible produisent des bassins jusqu à deux fois plus grands que des impacts similaires dans une croûte plus froide comme celle trouvable sur la face cachée à l époque Ces nouvelles découvertes grâce à la mission GRAIL aident aussi à la redéfinition du concept de bombardement tardif un pic supposé dans la fréquence d impacts il y a 4 milliards d années Le bombardement tardif est principalement basé sur la datation

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  • NASA's GRAIL Creates Most Accurate Moon Gravity Map | UnivEarthS
    side Units are milliGalileos where 1 Galileo is 1 centimeter per second squared Reds correspond to mass excesses which create areas of higher local gravity and blues correspond to mass deficits which create areas of lower local gravity The gravity field map reveals an abundance of features never before seen in detail such as tectonic structures volcanic landforms basin rings crater central peaks and numerous simple bowl shaped craters Data also show the moon s gravity field is unlike that of any terrestrial planet in our solar system These are the first scientific results from the prime phase of the mission and they are published in three papers in the journal Science What this map tells us is that more than any other celestial body we know of the moon wears its gravity field on its sleeve said GRAIL Principal Investigator Maria Zuber of the Massachusetts Institute of Technology in Cambridge When we see a notable change in the gravity field we can sync up this change with surface topography features such as craters rilles or mountains According to Zuber the moon s gravity field preserves the record of impact bombardment that characterized all terrestrial planetary bodies and reveals evidence for fracturing of the interior extending to the deep crust and possibly the mantle This impact record is preserved and now precisely measured on the moon The probes revealed the bulk density of the moon s highland crust is substantially lower than generally assumed This low bulk crustal density agrees well with data obtained during the final Apollo lunar missions in the early 1970s indicating that local samples returned by astronauts are indicative of global proceses Image Credit NASA JPL Caltech IPGP This image depicting the porosity of the lunar highland crust was derived using bulk density data from NASA s GRAIL mission and independent grain density measurements from NASA s Apollo moon mission samples as well as orbital remote sensing data White denotes regions that contain mare basalts thin lines and that were not analyzed The 12 average porosity of the highland crust is a consequence of fractures generated by billions of years of impact cratering The crustal porosities in the interiors of many impact basins are lower than their surroundings a result of high temperatures experienced at the time of crater formation In contrast the porosities immediately exterior to many impact basins are higher than average as a result of fracturing by impact generated shock waves and the deposition of impact ejecta With our new crustal bulk density determination we find that the average thickness of the moon s crust is between 21 and 27 miles 34 and 43 kilometers which is about 6 to 12 miles 10 to 20 kilometers thinner than previously thought said Mark Wieczorek GRAIL co investigator at the Institut de Physique du Globe de Paris With this crustal thickness the bulk composition of the moon is similar to that of Earth This supports models where the moon is derived from Earth materials that

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  • Des anneaux planétaires seraient à l’origine des satellites du système solaire | UnivEarthS
    naissent des anneaux Les anneaux planétaires seraient à l origine des satellites du système solaire Les systèmes planétaires des géantes Jupiter Saturne se distinguent fondamentalement des planètes terrestres Terre Pluton Alors que les géantes sont entourées d anneaux et d une myriade de petits satellites naturels les planètes terrestres possèdent peu de lunes voire une seule et unique et aucun anneau Jusqu à présent deux modèles étaient couramment utilisés pour expliquer la présence de ces satellites réguliers dans notre système solaire Dans le cas des planètes terrestres comme la Terre ou Pluton ces modèles indiquent qu une collision géante serait à l origine de la formation de leurs satellites Dans le cas des planètes géantes ils prévoient que les satellites se seraient formés dans une nébuleuse entourant la planète Mais ces modèles ne permettent pas d expliquer la répartition spécifique et la composition chimique des satellites en orbite autour des planètes géantes Une autre théorie semblait donc nécessaire En 2010 et 2011 grâce à des simulations numériques et aux données de la sonde Cassini une équipe de chercheurs français a développé un nouveau modèle décrivant le mécanisme de formation des lunes de Saturne 3 Les chercheurs ont découvert que les anneaux de Saturne disques très fins de petits blocs de glace qui entourent la planète donnaient eux mêmes naissance à des satellites de glace En effet au cours du temps les anneaux s étalent et lorsqu ils atteignent une certaine distance de la planète appelée limite de Roche 4 leurs extrémités s agglomèrent formant de petits corps qui se détachent et s éloignent Les anneaux donnent ainsi naissance à des satellites en orbite autour de la planète Dans cette nouvelle étude deux enseignants chercheurs Aurélien Crida de l Université Nice Sophia Antipolis et de l Observatoire de la Côte d Azur et Sébastien Charnoz de l Université Paris Diderot et du CEA ont voulu tester ce nouveau modèle et savoir si celui ci pouvait être généralisé à d autres planètes Leurs calculs mettent en lumière plusieurs points importants Ce modèle de formation des satellites à partir d anneaux explique pourquoi les satellites les plus gros se trouvent à une distance plus éloignée de la planète que les satellites de plus petite taille De plus le modèle prévoit aussi la présence d une accumulation de satellites près de la limite de Roche le lieu de leur naissance sur le bord externe des anneaux Cette distribution est donc en parfait accord avec le système planétaire de Saturne Le même modèle peut également s appliquer aux satellites des planètes géantes Uranus et Neptune qui sont organisés suivant la même architecture Ceci suggère que ces planètes possédaient autrefois des anneaux massifs similaires à ceux de Saturne qu elles auraient par la suite perdus en donnant naissance à leurs satellites Enfin ce modèle pourrait aussi s appliquer à la formation des satellites des planètes terrestres Et suivant les calculs réalisés par les chercheurs dans des cas particuliers un seul et unique satellite peut se former

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  • I4 : La jeunesse du rayonnement cosmique et son émergence dans les nuages interstellaires | UnivEarthS
    pour un projet nanosatellite étudiants Pourvus en 2014 Chercher dans ce site Septembre Lun Mar Mer Jeu Ven Sam Dim 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 Se connecter Mot de passe oublié Accueil PROJETS Projets Interface Anciens projets Interface La jeunesse du rayonnement cosmique et son émergence I4 La jeunesse du rayonnement cosmique et son émergence dans les nuages interstellaires Présentation Equipe Résultats expériences Actualités Publications Les rayons cosmiques ont été découverts il y a cent ans par Viktor Hess Leur étude à ouvert la voie à des pans entiers de la physique moderne laphysique des particules Leur nature est aujourd hui bien établie il s agit majoritairement de particules très énergétiques principalement des ions et des électrons accélérées et confinées dans notre Galaxie La mise enévidence des sites d accélération n est pourtant toujours pas acquise Les restes de supernova dus à l onde de choc produite lors de l explosion d une étoile se propageant dans le milieu interstellaire sont depuis longtemps suspecté d être les sources des rayons cosmiques dans la Galaxie Les développements récents de l astronomie X et gamma ont permis d accumuler les preuves de l accélération d ions par les ondes de choc des supernovae De nombreuses questions restent ouvertes cependant Parmi celles ci notons Quelle fractionde l énergie cinétique est transférée aux rayons cosmiques Quelle est l énergie maximale que ces derniers peuvent atteindre Que se passe t il lorsque l onde se propage dans un milieu fortement structuré comme cela semble être fréquemment le cas Comment l accelération dépend elle de l orientation du champ magnétique Quand et comment s échappent les particules Si la présence d

    Original URL path: http://www.univearths.fr/fr/i4-la-jeunesse-du-rayonnement-cosmique-et-son-emergence-dans-les-nuages-interstellaires?mini=node%2F333%2F2015-09 (2015-10-10)
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  • I4 : La jeunesse du rayonnement cosmique et son émergence dans les nuages interstellaires | UnivEarthS
    un projet nanosatellite étudiants Pourvus en 2014 Chercher dans ce site Octobre Lun Mar Mer Jeu Ven Sam Dim 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 Se connecter Mot de passe oublié Accueil PROJETS Projets Interface Anciens projets Interface La jeunesse du rayonnement cosmique et son émergence I4 La jeunesse du rayonnement cosmique et son émergence dans les nuages interstellaires Présentation Equipe Résultats expériences Actualités Publications Les rayons cosmiques ont été découverts il y a cent ans par Viktor Hess Leur étude à ouvert la voie à des pans entiers de la physique moderne laphysique des particules Leur nature est aujourd hui bien établie il s agit majoritairement de particules très énergétiques principalement des ions et des électrons accélérées et confinées dans notre Galaxie La mise enévidence des sites d accélération n est pourtant toujours pas acquise Les restes de supernova dus à l onde de choc produite lors de l explosion d une étoile se propageant dans le milieu interstellaire sont depuis longtemps suspecté d être les sources des rayons cosmiques dans la Galaxie Les développements récents de l astronomie X et gamma ont permis d accumuler les preuves de l accélération d ions par les ondes de choc des supernovae De nombreuses questions restent ouvertes cependant Parmi celles ci notons Quelle fractionde l énergie cinétique est transférée aux rayons cosmiques Quelle est l énergie maximale que ces derniers peuvent atteindre Que se passe t il lorsque l onde se propage dans un milieu fortement structuré comme cela semble être fréquemment le cas Comment l accelération dépend elle de l orientation du champ magnétique Quand et comment s échappent les particules Si la présence d

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  • I5 : Développement d'instrumentation gamma | UnivEarthS
    kilowatt Pour cette raison l utilisation de détecteurs à pistes avec 2N canaux indépendants pour N 2 pixels est nécessaire 200 watt dans les mêmes conditions Les détecteurs double face à pistes DSSDs ont été largement utilisés dans des expériences de suivi de particules par exemple CMS Figure 3 Schéma de principe d un détecteur double face à pistes Dans l espace Fermi utilise des couples de détecteurs simple face à pistes SSSDs pour mesurer les trajets de l électron et du positon car il n est pas nécessaire de mesurer les dépôts d énergie Il n est pas possible d utiliser ces détecteurs lorsqu une mesure des dépôts d énergie est nécessaire ce qui est le cas du télescope Compton Un détecteur SSSDs relie un dépôt d énergie avec une seule coordonnée seuls des DSSDs peuvent fournir les deux coordonnées liées à un dépôt d énergie Le programme de R D Le programme de R D repose sur deux pieds la simulation et l expérimentation Les DSSDs sont des détecteurs relativement sophistiqués et coûteux nécessitant un temps de production important 1 an et une conception fiable doit être faite avant de commander toute pièce Ceci requiert des compétences en simulation du comportement électrique des détecteurs silicium création de paires électron trou transport des porteurs de charge la capacité résistance entre les électrodes etc Une fois les outils de simulation maîtrisés des DSSDs peuvent être conçus et commandés En parallèle des moyens de test doivent être développés Un ensemble de caractérisation des détecteurs doit être mis en place pour la mesure des courants de fuite et des capacités et un banc de test spectrométrique doit être réalisé Lorsqu un ensemble formé d un DSSD et de son électronique de lecture ASIC sera satisfaisant un deuxième ensemble sera réalisé synchronisé coïncidence et placé au dessus du premier pour former un télescope Compton minimal qui pourra dès lors être testé et caractérisé Un troisième plan sera ensuite ajouté pour compléter la maquette L activité de caractérisation des DSSDs se déroule à APC et utilise une machine à pointes placée dans une boîte noire en environnement propre Le banc de test spectrométrique est développé à AIM et utilise l ASIC Idef X développé par l IRFU et qualifié spatial qui sera piloté par un FPGA développé à APC Développement d instrumentation gamma APC AIM François Lebrun responsable scientifique Olivier Limousin co responsable scientifique Philippe Laurent scientifique Diana Renaud experimentaliste Walter Bertoli chef de projet Youri Dolgorouki experimentaliste Mohamad Khalil Doctorant Ronan Oger electronique Nathan Bleurvacq mécanique Simulation Outil de simulation Nous avons comparé et testé différents logiciels et nous avons choisi la boîte à outils de simulation de semi conducteurs TCAD développée par SILVACO Parmi les modules de SILVACO TCAD nous utilisons plus particulièrement Atlas qui est un simulateur 2D et 3D qui prédit le comportement électrique de dispositifs à semi conducteurs dans des conditions spécifiées de polarisation Deckbuild qui est un environnement d exécution pour Atlas où un fichier texte recueille une séquence de commandes correspondant à des conditions de polarisation et les commandes de contrôle spécifiées pour sélectionner des modèles physiques et des paramètres Même s il est possible de faire fonctionner Atlas à l extérieur de Deckbuild il est recommandé par Silvaco de n en rien faire Devedit qui est un outil capable de définir la structure à simuler en 2D et 3D Tonyplot qui est un outil conçu pour visualiser TCAD en 1D 2D et 3D Tonyplot3D des structures concues pour Silvaco Objectifs des simulations L objectif des simulations n est pas de reproduire en détail le comportement des capteurs DSSD mais d en extraire des tendances et de proposer des lignes directrices pour la conception de DSSDs et d avoir une meilleure appréciation des capacités de ces détecteurs en termes de résolution spectrale et de collection de charge partage de charge zones mortes Toutefois il est clair que certaines informations d entrée essentielles pour la simulation nous sont inaccessibles tels que la concentration des dopants en raison de la confidentialité du processus de fabrication Si les valeurs que nous leur attribuons sont proches de la réalité il est alors possible d étudier l effet d autres paramètres tels que la hauteur l épaisseur l espacement et la largeur des pistes etc si nous trouvons une performance optimale pour un certain paramétrage nous devrions nous attendre une performance du DSSD réel proche de l optimum même si sa valeur absolue diffère un peu de celle simulée Technique de simulation En C nous avons créé un moteur qui peut générer la structure d un DSSD avec son nombre de bandes la hauteur et largeur des bandes et les dimensions du détecteur comme entrées principales D autres critères peuvent également être manipulés comme les concentrations de dopage l épaisseur des couches etc Nous avons construit un modèle paramétrique de DSSD qui peut être utilisé pour étudier son comportement en changeant les différentes caractéristiques du modèle En réduisant la taille de notre DSSD moins de 10 électrodes par rapport à la vraie 64 128 électrodes nous obtenons un problème qui est facilement et rapidement résolu quelques minutes à quelques dizaines de minutes Cela nous permet d explorer une large gamme de paramètres en un temps raisonnable La liste suivante indique la procédure de simulation et détaille les différentes caractéristiques des capteurs que nous avons simulés ainsi que les données extraites des simulations permettant d obtenir des informations sur le comportement possible des capteurs réels La tension de déplétion est un paramètre important des capteurs semi conducteurs Les pistes sous déplétées ou non déplétées ne recueilleront pas de charge ou une charge réduite lorsqu elles sont traversées par une particule chargée La forme du champ électrique à l intérieur du volume du capteur est un paramètre important pour déterminer les zones mortes le partage de charge et la forme d impulsion typique Le courant de fuite ou courant d obscurité est déterminé par la tension de polarisation inverse appliquée sur les capteurs et

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  • I5 : Développement d'instrumentation gamma | UnivEarthS
    kilowatt Pour cette raison l utilisation de détecteurs à pistes avec 2N canaux indépendants pour N 2 pixels est nécessaire 200 watt dans les mêmes conditions Les détecteurs double face à pistes DSSDs ont été largement utilisés dans des expériences de suivi de particules par exemple CMS Figure 3 Schéma de principe d un détecteur double face à pistes Dans l espace Fermi utilise des couples de détecteurs simple face à pistes SSSDs pour mesurer les trajets de l électron et du positon car il n est pas nécessaire de mesurer les dépôts d énergie Il n est pas possible d utiliser ces détecteurs lorsqu une mesure des dépôts d énergie est nécessaire ce qui est le cas du télescope Compton Un détecteur SSSDs relie un dépôt d énergie avec une seule coordonnée seuls des DSSDs peuvent fournir les deux coordonnées liées à un dépôt d énergie Le programme de R D Le programme de R D repose sur deux pieds la simulation et l expérimentation Les DSSDs sont des détecteurs relativement sophistiqués et coûteux nécessitant un temps de production important 1 an et une conception fiable doit être faite avant de commander toute pièce Ceci requiert des compétences en simulation du comportement électrique des détecteurs silicium création de paires électron trou transport des porteurs de charge la capacité résistance entre les électrodes etc Une fois les outils de simulation maîtrisés des DSSDs peuvent être conçus et commandés En parallèle des moyens de test doivent être développés Un ensemble de caractérisation des détecteurs doit être mis en place pour la mesure des courants de fuite et des capacités et un banc de test spectrométrique doit être réalisé Lorsqu un ensemble formé d un DSSD et de son électronique de lecture ASIC sera satisfaisant un deuxième ensemble sera réalisé synchronisé coïncidence et placé au dessus du premier pour former un télescope Compton minimal qui pourra dès lors être testé et caractérisé Un troisième plan sera ensuite ajouté pour compléter la maquette L activité de caractérisation des DSSDs se déroule à APC et utilise une machine à pointes placée dans une boîte noire en environnement propre Le banc de test spectrométrique est développé à AIM et utilise l ASIC Idef X développé par l IRFU et qualifié spatial qui sera piloté par un FPGA développé à APC Développement d instrumentation gamma APC AIM François Lebrun responsable scientifique Olivier Limousin co responsable scientifique Philippe Laurent scientifique Diana Renaud experimentaliste Walter Bertoli chef de projet Youri Dolgorouki experimentaliste Mohamad Khalil Doctorant Ronan Oger electronique Nathan Bleurvacq mécanique Simulation Outil de simulation Nous avons comparé et testé différents logiciels et nous avons choisi la boîte à outils de simulation de semi conducteurs TCAD développée par SILVACO Parmi les modules de SILVACO TCAD nous utilisons plus particulièrement Atlas qui est un simulateur 2D et 3D qui prédit le comportement électrique de dispositifs à semi conducteurs dans des conditions spécifiées de polarisation Deckbuild qui est un environnement d exécution pour Atlas où un fichier texte recueille une séquence de commandes correspondant à des conditions de polarisation et les commandes de contrôle spécifiées pour sélectionner des modèles physiques et des paramètres Même s il est possible de faire fonctionner Atlas à l extérieur de Deckbuild il est recommandé par Silvaco de n en rien faire Devedit qui est un outil capable de définir la structure à simuler en 2D et 3D Tonyplot qui est un outil conçu pour visualiser TCAD en 1D 2D et 3D Tonyplot3D des structures concues pour Silvaco Objectifs des simulations L objectif des simulations n est pas de reproduire en détail le comportement des capteurs DSSD mais d en extraire des tendances et de proposer des lignes directrices pour la conception de DSSDs et d avoir une meilleure appréciation des capacités de ces détecteurs en termes de résolution spectrale et de collection de charge partage de charge zones mortes Toutefois il est clair que certaines informations d entrée essentielles pour la simulation nous sont inaccessibles tels que la concentration des dopants en raison de la confidentialité du processus de fabrication Si les valeurs que nous leur attribuons sont proches de la réalité il est alors possible d étudier l effet d autres paramètres tels que la hauteur l épaisseur l espacement et la largeur des pistes etc si nous trouvons une performance optimale pour un certain paramétrage nous devrions nous attendre une performance du DSSD réel proche de l optimum même si sa valeur absolue diffère un peu de celle simulée Technique de simulation En C nous avons créé un moteur qui peut générer la structure d un DSSD avec son nombre de bandes la hauteur et largeur des bandes et les dimensions du détecteur comme entrées principales D autres critères peuvent également être manipulés comme les concentrations de dopage l épaisseur des couches etc Nous avons construit un modèle paramétrique de DSSD qui peut être utilisé pour étudier son comportement en changeant les différentes caractéristiques du modèle En réduisant la taille de notre DSSD moins de 10 électrodes par rapport à la vraie 64 128 électrodes nous obtenons un problème qui est facilement et rapidement résolu quelques minutes à quelques dizaines de minutes Cela nous permet d explorer une large gamme de paramètres en un temps raisonnable La liste suivante indique la procédure de simulation et détaille les différentes caractéristiques des capteurs que nous avons simulés ainsi que les données extraites des simulations permettant d obtenir des informations sur le comportement possible des capteurs réels La tension de déplétion est un paramètre important des capteurs semi conducteurs Les pistes sous déplétées ou non déplétées ne recueilleront pas de charge ou une charge réduite lorsqu elles sont traversées par une particule chargée La forme du champ électrique à l intérieur du volume du capteur est un paramètre important pour déterminer les zones mortes le partage de charge et la forme d impulsion typique Le courant de fuite ou courant d obscurité est déterminé par la tension de polarisation inverse appliquée sur les capteurs et

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  • I5 : Développement d'instrumentation gamma | UnivEarthS
    kilowatt Pour cette raison l utilisation de détecteurs à pistes avec 2N canaux indépendants pour N 2 pixels est nécessaire 200 watt dans les mêmes conditions Les détecteurs double face à pistes DSSDs ont été largement utilisés dans des expériences de suivi de particules par exemple CMS Figure 3 Schéma de principe d un détecteur double face à pistes Dans l espace Fermi utilise des couples de détecteurs simple face à pistes SSSDs pour mesurer les trajets de l électron et du positon car il n est pas nécessaire de mesurer les dépôts d énergie Il n est pas possible d utiliser ces détecteurs lorsqu une mesure des dépôts d énergie est nécessaire ce qui est le cas du télescope Compton Un détecteur SSSDs relie un dépôt d énergie avec une seule coordonnée seuls des DSSDs peuvent fournir les deux coordonnées liées à un dépôt d énergie Le programme de R D Le programme de R D repose sur deux pieds la simulation et l expérimentation Les DSSDs sont des détecteurs relativement sophistiqués et coûteux nécessitant un temps de production important 1 an et une conception fiable doit être faite avant de commander toute pièce Ceci requiert des compétences en simulation du comportement électrique des détecteurs silicium création de paires électron trou transport des porteurs de charge la capacité résistance entre les électrodes etc Une fois les outils de simulation maîtrisés des DSSDs peuvent être conçus et commandés En parallèle des moyens de test doivent être développés Un ensemble de caractérisation des détecteurs doit être mis en place pour la mesure des courants de fuite et des capacités et un banc de test spectrométrique doit être réalisé Lorsqu un ensemble formé d un DSSD et de son électronique de lecture ASIC sera satisfaisant un deuxième ensemble sera réalisé synchronisé coïncidence et placé au dessus du premier pour former un télescope Compton minimal qui pourra dès lors être testé et caractérisé Un troisième plan sera ensuite ajouté pour compléter la maquette L activité de caractérisation des DSSDs se déroule à APC et utilise une machine à pointes placée dans une boîte noire en environnement propre Le banc de test spectrométrique est développé à AIM et utilise l ASIC Idef X développé par l IRFU et qualifié spatial qui sera piloté par un FPGA développé à APC Développement d instrumentation gamma APC AIM François Lebrun responsable scientifique Olivier Limousin co responsable scientifique Philippe Laurent scientifique Diana Renaud experimentaliste Walter Bertoli chef de projet Youri Dolgorouki experimentaliste Mohamad Khalil Doctorant Ronan Oger electronique Nathan Bleurvacq mécanique Simulation Outil de simulation Nous avons comparé et testé différents logiciels et nous avons choisi la boîte à outils de simulation de semi conducteurs TCAD développée par SILVACO Parmi les modules de SILVACO TCAD nous utilisons plus particulièrement Atlas qui est un simulateur 2D et 3D qui prédit le comportement électrique de dispositifs à semi conducteurs dans des conditions spécifiées de polarisation Deckbuild qui est un environnement d exécution pour Atlas où un fichier texte recueille une séquence de commandes correspondant à des conditions de polarisation et les commandes de contrôle spécifiées pour sélectionner des modèles physiques et des paramètres Même s il est possible de faire fonctionner Atlas à l extérieur de Deckbuild il est recommandé par Silvaco de n en rien faire Devedit qui est un outil capable de définir la structure à simuler en 2D et 3D Tonyplot qui est un outil conçu pour visualiser TCAD en 1D 2D et 3D Tonyplot3D des structures concues pour Silvaco Objectifs des simulations L objectif des simulations n est pas de reproduire en détail le comportement des capteurs DSSD mais d en extraire des tendances et de proposer des lignes directrices pour la conception de DSSDs et d avoir une meilleure appréciation des capacités de ces détecteurs en termes de résolution spectrale et de collection de charge partage de charge zones mortes Toutefois il est clair que certaines informations d entrée essentielles pour la simulation nous sont inaccessibles tels que la concentration des dopants en raison de la confidentialité du processus de fabrication Si les valeurs que nous leur attribuons sont proches de la réalité il est alors possible d étudier l effet d autres paramètres tels que la hauteur l épaisseur l espacement et la largeur des pistes etc si nous trouvons une performance optimale pour un certain paramétrage nous devrions nous attendre une performance du DSSD réel proche de l optimum même si sa valeur absolue diffère un peu de celle simulée Technique de simulation En C nous avons créé un moteur qui peut générer la structure d un DSSD avec son nombre de bandes la hauteur et largeur des bandes et les dimensions du détecteur comme entrées principales D autres critères peuvent également être manipulés comme les concentrations de dopage l épaisseur des couches etc Nous avons construit un modèle paramétrique de DSSD qui peut être utilisé pour étudier son comportement en changeant les différentes caractéristiques du modèle En réduisant la taille de notre DSSD moins de 10 électrodes par rapport à la vraie 64 128 électrodes nous obtenons un problème qui est facilement et rapidement résolu quelques minutes à quelques dizaines de minutes Cela nous permet d explorer une large gamme de paramètres en un temps raisonnable La liste suivante indique la procédure de simulation et détaille les différentes caractéristiques des capteurs que nous avons simulés ainsi que les données extraites des simulations permettant d obtenir des informations sur le comportement possible des capteurs réels La tension de déplétion est un paramètre important des capteurs semi conducteurs Les pistes sous déplétées ou non déplétées ne recueilleront pas de charge ou une charge réduite lorsqu elles sont traversées par une particule chargée La forme du champ électrique à l intérieur du volume du capteur est un paramètre important pour déterminer les zones mortes le partage de charge et la forme d impulsion typique Le courant de fuite ou courant d obscurité est déterminé par la tension de polarisation inverse appliquée sur les capteurs et

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