Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers

 Objectifs:

L’Agence Spatiale Européenne (ASE) a sélectionné en octobre 2007, dans le cadre de son programme à long terme « Cosmic Vision», pour la période 2015-2025, la mission d’astronomie en rayons X « XEUS » (X-ray Evolving Universe Spectroscopy mission).

Cette mission spatiale qui prendra la relève des satellites actuellement en cours d’exploitation, comme XMM/Newton de l’ASE ou Chandra de la NASA, utilisera un miroir X à grande surface effective, distance focale et résolution angulaire et met l’accent sur la haute résolution spectrale. Il s'agit d'un ensemble de deux satellites, l'un portant le miroir et l'autre les plans détecteurs satellisés au point de Lagrange L2 du système Soleil-Terre. Cette mission qui sera un observatoire international doit être à la fois versatile et apporter un gain en sensibilité d'environ deux ordres de grandeurs relativement aux experiences exploitées en ce moment. Pour ce faire un projet de miroirs à base de sandwich de wafer Silicium rainuré devrait permettre d'obtenir une surface efficace dix fois supérieure aux miroirs du satellite XMM.
Ceci implique l’utilsation, dans la caméra en rayons X embarquée, de détecteurs spectro-imageurs de performances nettement améliorées en terme de taux de comptage, de bande passante en énergie et de résolution spectrale (Il s'agit ici de gagner un facteur 50) par rapport aux CCDs utilisés sur les missions Newton ou Chandra. Pour ce faire on ne peut plus envisager d'utiliser les CCDs jusqu'ici employés. En effet, ceux-ci ont presque atteints, avec 120 ev à 6keV, leur limite de résolution spectrale théorique.

Dans ce contexte, des études sur cette nouvelle génération de détecteurs ont été entreprises. Il s'agit de la mise au point d’un détecteur matriciel (32*32 pixels) de Spectro-Imagerie dans le domaine des rayons X (0.1 – 20 keV) basé sur l’utilisation de micro-calorimètres à thermomètres en Silicium implanté et diffusé à haute température. Ce type de détecteurs représente la nouvelle génération nécessaire aux ambitieux projets scientifiques prévus pour les prochains satellites d'astronomie en rayons X.

Contexte:

 D'autres programmes de développement de matrices de grande dimension (1024 pixels) pour l'astronomie X à haute résolution spectrale sont bien sur en cours, aussi bien en Europe (SRON aux Pays Bas) qu'aux Etats Unis. Ces deux principales équipes ont choisie des détecteurs basés sur des TES (Transition Edge Sensors). Le principe est de maintenir le senseur, préparé à cet effet, au milieu de sa température de transition supraconductrice. Ainsi, l'absorption des photons X engendre une grande variation relative de la résistance du senseur du pixel touché. L'avantage apparent de ce choix technologique réside dans la très grande sensibilité de principe du senseur. Le "prix à payer" tient à la complexité de la lecture des ce type de senseurs d'impédance de l'ordre du milli-ohm, qu'il faudra ensuite savoir multiplexer pour obtenir une matrice de grand format.
En nous référant aux principaux choix techniques de la réalisation d'une matrice de micro-calorimètres dévelopée pour l'experience XRS du satellite japonais ASTRO-E2 d'un part. Mais capitalisant sur l'acquis du LETI/LIR dans la réalisation des matrices de bolomètres IR de l'experience PACS d'Herschell d'autre part, nous avons choisi de partir sur une phase de R&D basée sur des senseurs MIS (Metal-Insulator Sensor) dans les technologies de micro-electronique sur Silicium.
Les différents verrous technologiques concernent la mise en oeuvre du Tantale afin de constituer une matrice d'absorbeurs automatiquement hybridable sur la matrice de senseurs. Il faut, de plus, obtenir des senseurs à faible bruit en 1/f, et dans la bonne gamme d'impédance, homogène dans toute l'étendue de la matrice (ce point est particulièrement important pour l'homogénéïté finale de la matrice). Parallèlement à ces dévellopements, la sortie du signal, l'adaptation en impédance, l'amplification et le multiplexage sont autant de difficultés sérieuses à surmonter. Tout ceci sans aborder les délicats problèmes de l'isolement thermique de la matrice avec son électronique proche afin de ne pas "polluer" le détecteur de l'émission IR environnante. Au vu des differents calendriers de "Cosmic Vision", il semble extrêmement souhaitable d'obtenir une matrice de démonstration de 16X16 pixels multiplexés avant les années 2010.

Notre développement s'appuie principalement sur 4 arguments pour espérer emporter la sélection internationale. En premier lieu, le succès en vol de la matrice XRS, de petite dimension (32 pixels) réalisé à la main, mais suivant les mêmes choix principaux, établit que cette solution est viable. L'avantage des senseurs MIS par rapport aux senseurs TES vient de ce qu'ils ne sont pas "éblouis" par l'arrivée d'un dépôt d'énergie important. En effet dans cette situation, la sensibilité du senseur MIS baisse peu à peu, mais le pixel a toujours une réponse spectrale (ce qui n'est pas le cas une fois que le senseur TES a transité, il est alors résistif, et une variation de sa température n'entraîne plus de variation de sa résistance. Il perd donc toute capacité de résolution spectrale). De plus, il faut polariser le senseur de manière à l'échauffer jusqu'à sa température de fonctionnement et l'y maintenir. Ceci n'est pas le cas pour les MIS. Au bilan, le nombre de voies envisageables en technologie TES est très inférieure à ce qu'on peut espérer en technologie MIS, en effet la puissance frigorifique à 50-100 mK sera très limitée. D'autre part, le volume de l'électronique froide autour des TES (principalement du aux filtres nécessaires au multiplexage fréquentiel) rend difficile d'envisager une matrice aboutable par deux cotés, ce qui sera possible avec des MIS. Notre programme prévoit dès à présent des études sur cette aboutabilité.

D'autre part, la mise au point des TES et leur gamme de fonctionnement limitée (du à l'éblouissement) impose dès la conception de connaître l'ensemble des paramètres désirés pour la caméra. La versatilité des MIS, une fois connue la gamme d'énergie et la taille du pixel souhaités (ou une combinaison à l'intérieur d'une mosaïque), permettra d'adapter assez facilement les détecteurs MIS.

Localisation:

Au Dapnia, cette R&D est coordonnée par le Service d'Astrophysique, avec l'aide du Service d'Electronique, des Détecteurs et de l'Informatique. Le développement technologique est réalisé au Leti/LIR à Grenoble.