Étude en régime statique d’une photopile polycristalline sous éclairement multispectral constant et sous irradiation, par des particules

Introduction

 Nous présentons dans ce chapitre d’abord une étude descriptive des environnements radiatifs avec essentiellement les différentes radiations que l’on y rencontre. Ensuite les généralités sur les dégradations qu’entraînent ces radiations sont introduites. Cette étude fera ressortir les principales hypothèses et conclusions de certains auteurs sur l’effet de l’irradiation sur des matériaux au silicium et aussi sur l’analyse de la dégradation des panneaux en environnement spatial par des particules issus des événements solaires, et en environnement terrestre par des particules qui ont réussi à traverser la magnétosphère et celles issues des applications civiles et militaires. Nous présentons aussi quelques études importantes illustrant les caractéristiques des joints de grain et les effets des tailles de grain et des vitesses de recombinaison aux joints de grains sur la photopile au silicium à trois dimensions. Nous terminons ce chapitre par la détermination d’un modèle de résolution de l’équation de continuité à trois dimensions en supposant que les grains du substrat sont de forme cubique et enfin nous présenterons quelques travaux relatifs à la capacité de diffusion de la photopile. 

Les environnements radiatifs 

On peut distinguer essentiellement quatre types d’environnement radiatifs ; il s’agit de : ➔ L’environnement radiatif spatial ➔ L’environnement radiatif atmosphérique et terrestre issus du rayonnement cosmique ➔ Le rayonnement alpha ➔ L’environnement radiatif sous accélérateur 

L’environnement radiatif spatial 

Le terme radiation désigne en principe un transport d’énergie ou de matière en ligne droite (rayon); on parle aussi de rayonnement. L’irradiation est l’exposition d’un corps à un flux de rayonnement qui peut être ionisant (rayonnement dont l’énergie est suffisante pour ioniser la matière). Lors de l’expédition polaire Amundsen- Ellsworth-Nobile, il a été déterminé, à l’aide d’une méthode appelée « Fil Activé », le degré d’ionisation atmosphérique et la teneur de l’atmosphère en produits radioactifs [I-1,2]. Par convention, on distingue :  les radiations de haute énergie (>100 keV);  des radiations de basse énergie (<100 keV);  Les doses de rayonnement qui s’expriment en Gray (ancienne unité le rad) – 1 Gy = 1J/kg=100 rad. Le soleil est un accélérateur de particules (protons et électrons rapides). La détection de protons énergétiques en provenance du Soleil a été observée dès 1942 par une augmentation du comptage des « détecteurs à neutrons » [I-3,4]. A cela s’ajoute l’observation d’une éruption solaire. L’observation du Soleil en tant qu’émetteur radio montre depuis 1942 la présence d’électrons énergétiques dans la couronne solaire. En 1970 il y’a eu les Premières observations du Soleil en rayons X et la première détection du Soleil et de ses raies gamma en 1972 (OSO7 et PROGNOZ) [I-3]. Les principales composantes de l’environnement radiatif spatial sont classées, suivant leur origine, en quatre catégories : ✗ le vent solaire; ✗ les éruptions solaires; ✗ le rayonnement cosmique; ✗ les ceintures de radiations. Les composants électroniques, placés dans cet environnement, sont soumis à l’effet de photons, d’électrons, de protons et d’ions d’origines et d’énergies diverses

Le vent solaire

Le vent solaire est un plasma magnétisé, sans collision, de faible densité. Le vent solaire emporte avec lui une infime partie du champ magnétique solaire et s’écoule continuellement autour de la magnétosphère terrestre à la vitesse moyenne de 400 km/s. Le vent solaire est constitué d’électrons, de protons et à un degré moindre d’hélions ou particules alpha qui forment, rappelons-le, un ensemble électriquement neutre (plasma). La densité du plasma est de l’ordre de 1012 particules par cm3 au niveau du soleil et de 10 particules par cm-3 particules au niveau de la terre. Le soleil perd plus d’un million de tonnes de matière par seconde. Il existe des perturbations solaires qui affectent le vent solaire : les éjections de masse coronales (CME) qui correspondent à l’éjection d’une masse importante de matière solaire dans le milieu interplanétaire et les trous coronaux qui produisent des vents solaires rapides de plus de 600km/s. Les photographies du soleil prises lors d’éclipses où à l’aide de coronographe font apparaître d’immenses flammèches [I-5,6]qui s‘étendent jusqu’à plus de millions de kilomètres du soleil et permettent de visualiser la chromosphère et les protubérances. Nous pouvons remarquer que la vitesse du vent solaire n’est pas uniforme sur la surface solaire. La vitesse du vent est en moyenne de 800 km/s sur les pôles et de 350 km/s sur la zone équatoriale [I-7]. La densité de ce plasma, de 1012 cm-3 au niveau du Soleil, tombe à 10 cm-3 au niveau de la terre .

Les éruptions solaires 

Durant les éruptions solaires, d’importants flux de protons énergétiques sont produits et atteignent la Terre. De tels événements sont imprévisibles tant du point de vue du moment auquel ils apparaissent, que de leur magnitude, leur durée ou leur composition [I-6]. Le champ magnétique terrestre protège une région de l’espace proche de la Terre de ces particules (bouclier géomagnétique), mais elles atteigne facilement les régions polaires et les hautes altitudes telles que les orbites géostationnaires. Les éruptions solaires suivent un cycle de 11ans, appelé cycle solaire ou cycle magnétique, constitué d’environ 4 ans de faible activité et 7ans de forte activité ponctuée par des événements mineurs, majeurs et exceptionnels. Dans le cadre du contexte radiatif, on peut distinguer deux types d’éruptions solaires :  les éruptions solaires à électrons et protons, dont la durée va de quelques heures à quelques jours, et dont l’émission principale est constituée de protons d’énergies importantes (jusqu’à quelques centaines de MeV).  les éruptions solaires à ions lourds, dont l’émission principale est constituée d’ions lourds. Ces éruptions envoient des ions de forte énergie (quelques dizaines de MeV par nucléon, à quelques centaines de GeV par nucléon) et leur composition est variable d’une éruption à l’autre. Il est donc important d’avoir une estimation des flux de protons et ions lourds solaires pour pouvoir définir les dégradations et les taux d’événements singuliers qui leur sont associés. Les Figures 1.12 (a et b) ci-dessous illustrent deux dates d’éruption solaire. Figure 2:Éruptions solaires, 14 Juillet 2000 à 00: 06 (a) et 04 jan 2002 à 11: 07 (b) avec forte éjection de masse coronale. Images de données de la sonde SOHO 

Le rayonnement cosmique

 Le rayonnement cosmique a été découvert par V. Hess en 1912 (cette découverte lui valut du reste le Prix Nobel) grâce à des mesures effectuées à partir de ballons sondes. Il est constitué de 1% d’ions (noyaux d’atomes lourds privés d’une partie de leur cortège électronique) de très grande énergie (Énergie > 1 MeV), de 85% de protons, 2% d’électrons et de 12% de noyaux . Une partie, correspondant aux ions les plus énergétiques, est extragalactique et l’autre partie est d’origine galactique. Les flux de ces particules sont faibles mais, puisqu’elles incluent des ions lourds énergétiques, elles induisent une très forte ionisation quand elles traversent la matière : certains ions atteignent l’énergie de 1021eV. Ces particules peuvent donner lieu à des événements singuliers (SEU, latchup) dans les composants électroniques fortement intégrés, tout comme des interférences (perturbations dans les communications) et des effets radio biologiques. Figure 3: Abondance relative des ions provenant des rayons cosmiques dans l’espace interplanétaire

Les ceintures de radiations 

Le champ géomagnétique terrestre peut piéger de façon plus ou moins stable les particules (essentiellement électrons et protons). Il en résulte la présence de « ceintures de radiations », structures toroïdales nichées à l’intérieur de la magnétosphère.Les particules piégés dans les ceintures de radiation suivent des trajectoires hélicoïdales le long des lignes de champs magnétiques [I-5]. Le gradient du champ magnétique couplé avec la charge de la particule induit sur celle-ci une force qui oblige la particule à rebrousser chemin. Ainsi, les particules sont contraintes à faire des allers-retours le long d’un tore suivant un mouvement de dérive . Les ceintures de radiations sont principalement constituées d’électrons d’énergie allant jusqu’à quelques MeV et de protons d’énergie allant jusqu’à plusieurs centaines de MeV. Le tableau 1 suivant regroupe les différentes radiations que l’on rencontre dans l’environnement spatial. 

L’environnement radiatif atmosphérique et terrestre issus du rayonnement cosmique 

Après avoir présenté l’environnement radiatif spatial et celui proche de la terre, nous allons nous intéresser aussi à l’environnement radiatif atmosphérique et terrestre. La Terre et son environnement immédiat sont protégés des radiations cosmiques par son champ magnétique et son atmosphère. Ceux-ci constituent un véritable écran semi-perméable arrêtant la plus grande partie des radiations issues de l’espace. Néanmoins, du fait de l’intégration des technologies, les particules qui franchissent cette barrière naturelle présentent un niveau de dangerosité qui ne cesse de croître vis à vis de la fiabilité des systèmes électroniques terrestres modernes. L’environnement radiatif atmosphérique résulte essentiellement de l’interaction des particules primaires, issues des rayonnements cosmiques, avec les atomes constituant les molécules de l’atmosphère (entre autre : 78 % d’azote et 21 % d’oxygène) [I-12]. L’énergie des particules primaires peut être supérieure au GeV. Les rayonnements les moins énergétiques (<1 GeV) sont renvoyés dans l’espace par le champ magnétique terrestre avant d’atteindre l’atmosphère. Les premières collisions entre les rayons énergétiques (> 1GeV) et l’atmosphère ont lieu aux alentours de 50 km d’altitude. Chapitre I: Étude bibliographique Dans la suite ils seront appelés « rayons terrestres » d’origine cosmique. Les rayons terrestres d’origine cosmique sont constitués de neutrons (n), de protons(p), de pions (П), de muons (µ), d’électrons (e- ) et de photons (ץ .(Toutes ces particules peuvent potentiellement interagir avec la matière; nous présentons dans la figure suivante le flux total des particules présentes dans l’atmosphère en fonction de l’altitude .