CRTBT Conception d'une caméra bolométrique pour la radioastronomie millimétrique à grand champ Soutenance de thèse de Samuel LECLERCQ Jury : Président.

Présentation au sujet: "CRTBT Conception d'une caméra bolométrique pour la radioastronomie millimétrique à grand champ Soutenance de thèse de Samuel LECLERCQ Jury : Président."— Transcription de la présentation:

1 CRTBT Conception d'une caméra bolométrique pour la radioastronomie millimétrique à grand champ Soutenance de thèse de Samuel LECLERCQ Jury : Président : Laurent PUECH (UJF) Rapporteur : Maurice CHAPELLIER (CEA) Rapporteur : François PAJOT (IAS) Directeur : Alain BENOIT (CRTBT) Codirecteur : François-Xavier DESERT (LAOG) Examinateur : Karl-Friedrich SCHUSTER (IRAM)

2 Plan de l'exposé I. Besoins astrophysiques et spécifications instrumentales. II. Caméra bolométrique et thermomètres en NbSi. III. Électronique multiplexée. Conclusion.

3 I.1. Intérêt des ondes millimétriques pour l'astrophysique.
Longueurs d’ondes ([m]) et fréquences ([GHz]) du spectre électromagnétique  [m] Ondes Radio Micro- ondes Infra- rouges UV Rayons X Cosmiques Gammas ,  [GHz] Le rayonnement fossile Continuum d'origine thermique Attention ont ne détectera pas les fluctuations primordiales du CMB, mais il sert de source (comme un phare) qui permet d'éclairer les objets d'avant plan (à HRA : le CMB est parfaitement lisse) Rayonnement de corps noir à T = 2,725 K sur tout le ciel. Fluctuations :  Besoins : grand champ de vue, grande sensibilité

4 L'effet Sunyaev-Zeldovich
I.1. Intérêt des ondes millimétriques pour l'astrophysique. L'effet Sunyaev-Zeldovich B (10-20 W/m2/Hz/sr) Corps noir à TCMB = 2,725 K Interactions : photons du rayonnement fossile et électrons du gaz ionisé intergalactique. Corps noir à TCMB déformé par l'effet SZ  (GHz) B (MJy/sr) Variation relative d'intensité SZ : Indépendant du redshift. C'est un exemple de la diffusion du continuum du ray fossile par les amas de galaxies. 1 Jy = W/m2/sr/Hz  Cartographie des amas de galaxies  Besoins : grand champ de vue, grande sensibilité, plusieurs longueurs d'ondes  (GHz) 2 mm 1 mm

5 I.1. Intérêt des ondes millimétriques pour l'astrophysique.
Effet de décalage vers le rouge des spectres des galaxies distantes  Sondage de l’univers lointain (GHz) 300000 30000 3000 300 30 Distance Émission diffuse due aux poussières interstellaires Spectre électromagnétique d'une galaxie (des poussières) en fonction de la longueur d'onde à différentes distances : les galaxies distantes ne sont pas moins brillantes que les galaxies proches dans les ondes millimétriques. C'est pas le cas en optique (ex 100µm). Émission des poussières : ex chauffage par les étoiles en formation (m)  Observations des régions de formation d’étoiles et des galaxies proches  Besoins : grande sensibilité, grand champ de vue, haute résolution angulaire Détecteurs atteignant les limites fondamentales et les limites instrumentales d'un grand télescope millimétrique

6 I.2. Optique du télescope de 30 mètres de diamètre de l'IRAM.
Pourquoi le 30 m ? Le plus grand télescope millimétrique du monde Télescope Cassegrain Focale effective : fe ≈ 300 m Ouverture : fe/D ≈ 10 Résolution angulaire  /D : limitée par la diffraction Champs de vues du télescope Rayons d'incidence non nulle Q IRAM : Institut de radioastronomie millimétrique consortium entre Allemagne, France et Espagne, dont le siège est à Grenoble Le 30 m : + grand télescope mm du monde, mais aussi on connaît bien car expérience Diabolo a été montée dessus, et il est tout-à-fait adapté à l'instrument que l'on veut réaliser. Champs de vue : cad le champ disponible sur lequel on peut faire les mesures Rayons d'incidence nulle Plan focal du télescope Axe de visée : 260" (0,07°) Résolution typique : 10"  530 taches de diffraction dans le champ Champ au plan focal : d = 37 cm Éléments optiques du télescope Lentille équivalente au télescope

7 I.2. Optique du télescope de 30 mètres de diamètre de l'IRAM.
Pourquoi le 30 m ? Le plus grand télescope millimétrique du monde Télescope Cassegrain Focale effective : fe ≈ 300 m Ouverture : fe/D ≈ 10 Résolution angulaire  /D : limitée par la diffraction Champs de vues du télescope Rayons d'incidence non nulle Lentille froide Q IRAM : Institut de radioastronomie millimétrique consortium entre Allemagne, France et Espagne, dont le siège est à Grenoble Le 30 m : + grand télescope mm du monde, mais aussi on connaît bien car expérience Diabolo a été montée dessus, et il est tout-à-fait adapté à l'instrument que l'on veut réaliser. Champs de vue : cad le champ disponible sur lequel on peut faire les mesures Rayons d'incidence nulle Rayons d'incidence nulle Plan image : champ ≈ 10 cm Axe de visée Axe de visée : 260" (0,07°) Résolution typique : 10"  530 taches de diffraction dans le champ Champ au plan focal : d = 37 cm Lentille de champ Lentille équivalente au télescope

8 Deux configurations possibles dans la cabine du télescope
I.2. Optique du télescope de 30 mètres de diamètre de l'IRAM. Objectif : dimensionner l’optique de reprise pour que les aberrations soient plus petites que les taches de diffraction. Deux configurations possibles dans la cabine du télescope Vue de profil Le 2 solutions : illustration des contraintes de place dans la cabine de renvois ; intérêt des 2 miroirs de champs. Solution 2 : plus de miroir, mais plus pratique pour le bafflage Champ A Renvoi Champ B

9 I.3. Photométrie au télescope de 30 mètres de diamètre de l'IRAM.
Calcul des puissances incidentes sur la matrice Lumière sur le détecteur : dominée par les rayonnements parasites Atmosphère : TA = 250 K Télescope et optique : TT = 280 K Rayonnement Fossile : TRF = 2,73 K Sources : Puissance sur le détecteur Ek = étendue de faisceau Sk.Wk = a l2 ej = émissivité = 1- ti ti = transmission Bj = brillance ( corps noir) Transmissions des éléments tt = 0, tfiltres ≈ 0, tlentilles = 0, ta : dépend de n...

10 Opacité de l'atmosphère
I.3. Photométrie au télescope de 30 mètres de diamètre de l'IRAM. Opacité de l'atmosphère  au zénith tn Transmission : ta = exp(-tn) Fluctuation d'humidité (nuages)  bruit de ciel Choix du matériau pour la lentille Polyéthylène : t(5cm) = tI (1 rI )2 = 85 % n[GHz] Transmission des filtres 100 GHz à la frontière avec les matrices de HEMTs Bruit de ciel : si bien combattu limite fonda du bruit de photon -> atteindre la le flux mini détectable : limite de confusion. Bruit de photon : bruit blanc sur la puissance reçue, peut être exprimé en W/√Hz, qu'on appellera NEP par la suite (Noise Equivalent Power) Limite de confusion : flux mini en dessous duquel les sources non détectées perturbent la mesure (ex 1/5 du flux = sigma fluctuation rms du fond du aux sources) (-> 1 source par 25 lobes ex lobe 10" 1'^2 -> 36 lobes; en dessous de 1 mJy on atteint cette limite) Limites fondamentales : bruit de photon Ondes millimétriques dans une tache de diffraction : NEPP ≈ NEPB

11 Spécifications instrumentales pour une utilisation optimale du 30m
Bilan photométrique pour 1 pixel Longueur d'onde (mm/GHz) 1,2 / 250 2,1 / 143 Nombre de pixels (ΩCV = 60 arcmin2) 6262 3535 Taille des pixels (mm) (DCV = 9,2 cm) 1,5 2,6 Puissance totale (pW) 6,6 4,6 P galaxie 1012 L : flux de 1 mJy (10-17 W) 0,62 0,26 Dynamique Ptot/Pmin 107 NEP photons 1 mm vp (10-17 W/ ) 5,4 2,5 NEFD (mJy ) 10 15 Limite e détection à 3  en 1h (mJy) 0,3 0,4 Temps pour détecter 1 galaxie de 1mJy avec 4 pixels (min) 20 30 Étude instrument type, télescope de 30 m,… champ de vue en arcmin2 et nombre de tâche de diffraction. Signal : ieme du fond ! PROBLEME NEFD !!!!!! (sensibilité matrice : d'après comptages actuels) Sensibilité de la matrice : 1 galaxie haut redshift en 1 heure Meilleurs instruments actuels : 1 galaxie haut redshift en plus de 10 heures

12 II. Les détecteurs Bolomètres : détection d'énergie par mesure de température Adaptés au ondes millimétriques. Nécessité de refroidir (cryostat  100 mK) Caractéristiques : Sensibilité Lien thermique NEP Collecteur à antenne [Lukanen] SpiderWeb Ge [Bock] Ex : Archeops ; Planck Matrices : Réalisation collective Sensibilité pixel / taille Facteur de remplissage (Fr) Homogénéité Échantillonnage Vitesse de cartographie Cornets : avec : Fr < 40%, Sans Fr > 90%, mais ! lumière parasite MAMBO II [Kreysa]

13 II.1. Les bolomètres T t Principe de fonctionnement du bolomètre idéal
Rayonnement T Thermomètre : A I Absorbeur : C t Lien thermique : G Bain : Tcryo Absorbeur et thermomètre isothermes : Pél = R(T)I2 Temps de réponse Conductance dynamique  sensibilité Mesure du bolo à des frequences f << 1/tau -> t >   dE/dt ≈ 0 : mesure à l'équilibre -> C ne joue pas. C faible -> bolo rapide. Maitrise de C : contrôle de tau. Maitrise de Gd -> sensibilité en T pour P donné. Pour bon bolo il faut aussi thermomètre sensible -> A Mesure : V = R(T)I Coefficient de température Thermomètres résistifs a < 0 conduction par sauts : A = 5…15 (1M…100G) Thermomètres supraconducteurs a > 0 transition supra-normal : A = 200…1000 (1mW … 10W)

14 Objectif : NEPInstrument ≤ NEPPhoton/3
II.1. Les bolomètres Bruits fondamentaux Fluctuations thermodynamique du bolomètre Bruit Johnson dans le thermomètre (électrons) thermiques  expressions similaires Comparables si réponse linéaire. NEPJohnson < NEPThermodyn si A >> 1  Intérêt des très basses T Bolomètre pas idéal  autres bruits (environnement, amplificateur, excès du thermomètre, etc.) Bruit total : Objectif : NEPInstrument ≤ NEPPhoton/3 Bruit thermodyn parfois appelé bruit de phonon. Johnson fluctuations thermodyn des e- ds R (d'ou expr similaires) A : conditions sur T et bruit thermodyn -> minimisation de T (rq NEPphoton : même expr mais Tray à la place de Tcryo (environnt : ex perturbs électromagn, microphonie, fluctuation de T du bain, ampli : grenaille, 1/f, excès thermo : pop-corn. Bolomètre idéal optimisé NEPJohnson ≥ 0,5 NEPInstrum Pray = 1pW ; Tcryo = 100mK  NEPInstrum = W/Hz1/2

15 II.2. Intérêt du NbxSi1-x pour la thermométrie résistive
Transport électrique dans les Isolants d'Anderson  E Ei Ej r q=Eij Transition métal-isolant Conduction par sauts à portée variable  résistivité : Transition métal-isolant : à lieu lorsque x < 9%, la R croit exponentiellement à basse T. Pourquoi le NbSi : stable à T ambiant -> pas de cycle thermique lorsque lorsque plusieurs mesures à froid et réchauffage (contrairement a beaucoup d'autres amorphes I.A.) et L.Dumoulin sait faire. 1/4  n  1  Très bons thermomètres : Grande sensibilité à très basse température (A ~ 3 à 10). Si R ≈ 10 M : bien adaptée aux transistors FET. R et C ajustables pour T donnée (composition, recuit, géométrie). Films minces : bien adapté à la bolométrie.

16 2 phénomènes limitent la polarisation électrique des I.A. :
II.2. Intérêt du NbxSi1-x pour la thermométrie résistive Conduction électrique sous polarisation non nulle Optimisation du signal : Polarisation électrique P = VI Sensibilité sans dimension (A ~ 3 à 10 pour les I.A.) 2 phénomènes limitent la polarisation électrique des I.A. :  ≈ 10 nm (longueur de localisation des électron) Effet de Champ électrique E  = 5 ; ge-ph ≈ 100 W/K5/cm3 (coefficient de couplage) Découplage électron-phonon Découplage supplémentaire ( substrat, absorbeur, membrane  fuite thermique) Rq : rapport couplage électron-phonon / chaleur spé : idem pour tout le monde (pas étonnant : dépend du nb d'e-) Mesures de films de NbSi (Marnieros 1997) : n = 0,65 r0 = 510-4 Ωm T0 /1K = (26 - 3x/1%)2 Influence de la composition et du recuit, problèmes d'homogénéité des couches. Si x1 = 8,2% et x2 = 8,1%  à T = 100 mK : rr!

17 Objectif : Réaliser une matrice de bolomètres
II.2. Microfabrication Objectif : Réaliser une matrice de bolomètres Substrat : wafer (Si) Membranes (Si3N4) Électrodes (Nb) Pistes électriques (Au) Thermomètres NbxSi1-x Isolation (SiO2) Collecteurs : antennes (Nb) Absorbeurs : shunt (Bi) Ponts thermiques (ouvertures)

18 Coévaporation de Nb et de Si avec masques mécaniques
II.2. Microfabrication Coévaporation de Nb et de Si avec masques mécaniques Méthode mise au point au CSNSM par L.Dumoulin et S.Marnieros Platine Évaporateur : 2 canons à électrons  Évaporation simultanée du Nb et du Si Vitesse de dépôt : vMax= 2Å/s. Régulation des quantités évaporées. Platine tournante  Homogénéisation du mélange Substrat (wafer) Masque Nb Si Inconvénient des masques : Conception des masques (dépôts de Ni) Contraintes de centrage des différentes couches (plots NbSi et électrodes)  Taille minimale des motifs à 20m. Point crucial qui fait qu'on peu faire la coévap que chez Louis Dumoulin : la régulation ! NbxSi1x Wafer Si

19 Lithographie en lift-off
II.2. Microfabrication Lithographie en lift-off 1) étalement 2) insolation 3) révélation 4) dépôt Évaporation par effet joule 5) lift-off Après tous les dépots : Au ≈ 1500 Å Ti ≈ 50 Å Nb ≈ 500 Å Ir ≈ 50 Å NbSi ≈ 1000 Å SiO ≈ 250 Å

20 Bolomètres individuels (CSNSM)
II.2. Microfabrication Bolomètres individuels (CSNSM) NbxSi1x x = 8,2 % e = 1000 Å l = 600 m d = 300 m Si3N4 (membrane) Bi (absorbeur) Au/Cr (lien thermique) Au/Cr

21 Matrices de thermomètres NbSi
II.2. Microfabrication Matrices de thermomètres NbSi #1 à #8 (L2M puis CEETAM) 36 pixels NbSi Au 300 m 600 m Si #10 à #13 (CRTBT/CSNSM-CEETAM) 4 pixels 1 cm Les 2 série : 2 ypes de thermomètres. On s'est battu avec les problèmes de litho: on s'est rendu compte avec les tests que la qualité des échantillons dépendait énormément de la qualité des litho.

22 II.3. Expériences mises en œuvre pour les tests électriques
Principe de la mesure Rs RC Excitation Entrée I Charge Signal Sortie Rp Vd RI V VS VE Diviseur Inconnue Boîtier de polarisation Montages : Générateur de tension Boîtier de polarisation Matrice Amplificateurs Convertisseurs A/N Acquisition (MAC) Tests à basses température dans des cryostats : Hélium 3 pompé (CSNSM)  300 mK Dilution hélium 3 - hélium 4 (CRTBT)  100 mK

23 II.4. Résultats des expériences
7 Bolomètres individuels 130 mK 145 mK 160 mK 190 mK 215 mK 650 mK 230 mK 280 mK Films NbSi : x = 8% d = 300 m; l = 600 m; e = 0,1 m R(V) pour plusieurs T R(V=0,T) Coefficients de température 1 échantillon (peigne) : d=100, l=2800, Absorbeur Bi : 3x3mm Membrane : 5x5mm2. Résistance électrique à polarisation nulle et coefficients de température. Grande gamme de n, T0 et R0 change pas beaucoup adéquation entre modèles et mesures -> statistique (nombre de mesures) insuffisante. Campagne Échantillon n R (kΩ) à 300mK -A à 300mK R(MΩ) à 100mK -A à 100mK He3 1 à 6 0,3 - 0,5 300 2,1 BM10 0,28 820 1,3 Dilution 0,5 550 2,5 22 4,3 Modèle CSNSM 0,65 545 3,5 150 7,1 Le modèle de conduction par saut décrit bien les R(V=0,T) : R et A conformes aux attentes (différence entre échantillons et prévisions : inhomogénéités, recuit).

24 Fuite thermique des bolomètres et conductances dynamiques
II.4. Résultats des expériences Fuite thermique des bolomètres et conductances dynamiques BoloM10 dilution, plusieurs n, Gg et Gm Gm Si3N4 théorique Échantillon b Gf (nW/Kb) 1 à 6 2,1-2,8 1,7 - 2,3 BM10 1,6 1,3 Global M(Si3N4) 2,7 2,4 Théorie M(Si3N4) 3,0 6 BoloM10 hélium 3 pompé Courbes du haut : différents paramètres n, T0 et R0, avec prise compte ou non des effets non ohmiques -> fuite membranes seule ou globale du bolo. Mesure BM10 CSNSM pas compatibles avec mesures dilu CRTBT -> problème. On sait pas pourquoi (poussière ?), mais c'est pas catastrophique, ordre de grandeur correct. Le modèle de fuite thermique décrit bien les R(V≠0,T) : Différence entre mesures sur cryostat 3He pompé, mesures sur dilution 3He-4He et conductance théorique de la membrane inexpliquées. Ordre de grandeur correct.

25 Estimations des bruits fondamentaux
II.4. Résultats des expériences NEPphonon à 300 mK NEPJohnson à 300 mK Estimations des bruits fondamentaux NEPphonon à 100 mK Les calculs prévisionnels correspondent aux attentes : T = 100 mK 5 < P(pW) < 10  NEPtotale ≈ 310-17 W/  optimale NEPJohnson à 100 mK

26 II.4. Résultats des expériences
Matrices #1 à #8 450 mK 550 mK Matrice x (%) T (mK) Rthéo (MΩ) Rmes (MΩ) Rmes/Rthéo #3 8 0, ,080 6 - 3 #8 8,2 3500 0,005 7 1400  Résistances anormalement élevées et R quand V0 !!!

27 II.4. Résultats des expériences
Hypothèses concernant les anomalies de résistances observées. 1. Problèmes dans la chaîne d'acquisition de données. 2. Problème de marches au niveau des contacts entre électrodes et échantillons NbSi. 3. Problème de pollution en surface des couches entre 2 lithographies. 4. Problème de pollution du NbSi (ou autres couches ?) par la résine lors des lithographies. Décisions : Mesures au profilomètre Photographies au MEB Nouveaux échantillons 2200 Å 2500 Å Matrices #3 et #8  Problèmes de marches et de pollution semblent confirmés. Impossible de conclure.

28 Matrices #10 à #13 Matrices #11 et 13 : Matrice #10 :
II.4. Résultats des expériences Matrices #10 à #13 180 mK 200 mK 220 mK 260 mK 205 mK 300 mK 330 mK 400 mK Matrices #11 et 13 : Électrodes Nb déposées par masque mécanique Matrice #10 : Tout en lithographie lift-off

29 II.4. Résultats des expériences
Bilan : Résistance électrique à polarisation nulle et coefficients de température Le modèle de conduction par saut décrit bien les R(V=0,T) : Grande gamme de n, T0 et R0. A conformes aux attentes. R mieux que #1 à #8, mais toujours trop grand. Matrice R (MΩ) à 300mK -A à 300mK R(MΩ) à 100mK -A à 100mK #11 2,1 - 3,0 2,8 - 3,6 5,4 - 6,9 #13 6,0 - 8,8 4,2 - 4,4 2,5 - 2,7 x=8,2 % x=8 % 0,06 0,5 2,2 3,5 2,3 125 4,6 7,1 Électrodes par masque mécanique : plus de divergences à V0 Découplage électron-phonon Le modèle de découplage décrit bien les R(V≠0,T) : Le coefficient de découplage : ge-ph correspond exactement aux prévisions. Matrice ge-ph (W/K5/cm3) Ge-ph (W/K5) Gd_e-ph (100mK) (nW/K) #11 1 - 1,6 0,5 - 0,8 #13 1,25 - 1,4 0,6 - 0,7 Théorie 100 Rq : Paramètre de puissance  non ajustable. Théorique :  = 5

30 Polarisation électrique, modulation et lecture d'un bolomètre
III.1. Étude d'une électronique multiplexée Polarisation électrique, modulation et lecture d'un bolomètre Signal de polarisation Résistance de polarisation Amplificateur : FET Sortie Bolomètre Transistors à effet de champ (FET) à 100 K idéal pour 1<R(MΩ)<100 Grille Source Drain Bruits des FET Johnson Grenaille modulation à f > fknee  bruit blanc 1/f

31 Lecture d'un grand nombre de détecteurs
III.1. Étude d'une électronique multiplexée Lecture d'un grand nombre de détecteurs Matrice N  M  N  M+2 fils Matrice 32  32  1026 fils Problèmes : charge thermique, câblage, N  M amplificateurs froids. Sans multiplexage Multiplexage. Solution retenue : multiplexage ligne/colonne (1 niveau) Matrice N  M  N+M+2 fils  gain de place Polarisation en entrée N fils en sortie N JFETs froids N tensions de commutation Rcharge Rbolo Commutateur Matrice de bolomètres Matrice de transistors Capacité 1nF 1 Bolomètre 10 MΩ  eJ = 7,43 nV/√Hz Optimum à trouver entre le nombre de transistors et le nombre de fils (bruit de grenaille des transistors de commutation s'additionne) ; nbr max de transistors limité par le courant de fuite. On est parti pour multiplexer 12 bolo/ampli -> 4,38 nV/Hz1/2 si Igs=50 fA. Matrice 32  32  66 fils  eS = 7,16 nV/√Hz Matrice 64  16  82 fils  eS = 5,06 nV/√Hz Si Igs = 50 fA :

32 Différents montages réalisés.
III.1. Étude d'une électronique multiplexée Différents montages réalisés. 1) Polarisation résistive Typiquement : Rbolo = 10 MΩ Cint = 1,6 nF T = 100 mK eJ,bolo = 7,4 nV/ VREF Mesure de tension : Multiplexage temporel : stocker l'énergie quand on ne mesure pas -> capacité d'intégration -> coupe la bande passante à fRC -> mesurer à plus que 2*fRC pour ne pas perdre en Signal sur Bruit Parasites dus aux commutations : Parasites dus à la polarisation : essentiellement eJ,charge > eJ,bolo

33 2) Polarisation capacitive
III.1. Étude d'une électronique multiplexée REF VREF 2) Polarisation capacitive Charge périodique de Cint Ajustement du courant pour chaque bolomètre indépendamment Pas de dissipation de P à Tcryo Cpol à Tcryo : minimiser les Ifuite Au lieu de I continu dans le bolo avec RC on injecte Q dans le bolo créée par le créneau de tension sur la capa Cpol -> permet d'envoyer le courant dans Cint et du coup de polariser le thermomètre du bolo. Ref sert à décharger Cpol et effectuer la remise à zéro de l'ampli et à le décharger, ce qui permet d'éviter le cross-talk (diaphonie) entre 2 mesures successives. On peu par ailleurs ajuster le courant pour chaque bolo indépendamment -> bien si pas tous homogènes. Cpol =5pF Cint=1nF Transitoires : Cgs ≈ Cgd ≈ 0,1 pF  transfert de charges sur Cint Blindage des commandes de grilles (commutations) Réponse de l'amplificateur aux surtensions Diaphonie entre deux lectures successives (Campl ≈ 100 pF) Amélioration par bouclage de l'ampli : Mesure de Q qui équilibre le système. Pas sensible au gain. Bruit plat à haute fréquence

34 III.2. Mise en œuvre de l'électronique
Courants de fuite et tensions de commutation Courants de fuite I [nA]  Les HEMTs (transistors AsGa / AlGaAs) ont des courants de fuite de quelques pA pour T  4K. Température [K] Courant de fuite : conduction par saut des porteurs -> 0 à T -> 0 K. résiduel : passage des e- par sauts tunels. Depuis mesures à 4K sur Diabolo : quelques pA/HEMTs en accord avec ces mesures. Tensions grille/sources 0 V < Vgs < 1 V : commutation (canal drain/source ouvert ou fermé) avec courants de fuite Igs < 1 pA. QPC : grace à leur petite dim : capa faibles, transitoires faibles. Réalisation en matrices au LPN. Nouveaux transistors de commutation : HEMTs QPC Réalisés au LPN Marcoussis par Y.Jin Premiers résultats HEMT QPC : Ifuite ≈ 50 fA  multiplexage de 32 bolomètres HEMTs commerciaux actuels : Ifuite ≈ 200 fA  multiplexage de 8 bolomètres

35 Partie chaude (300K) : Boîtier "MUX" fixé sur le cryostat
III.2. Mise en œuvre de l'électronique Partie froide (100mK) : commutateurs HEMTs et matrice de bolomètres Matrice de bolomètre Circuit imprimé des HEMTs avec capacités d'intégration CMS Partie chaude (300K) : Boîtier "MUX" fixé sur le cryostat Entrée Filtres Références Suiveur DAC Suiveurs Sortie Von/VOff des HEMTs Communication : circuit logique programmable  Bas courants et bas bruits (20nV/√Hz)

36 Montage complet sur le cryostat Diabolo
III.2. Mise en œuvre de l'électronique Montage complet sur le cryostat Diabolo Tests de multiplexage à 100 mK sur résistances concluants ; amélioration de l'électronique pour minimiser les bruits. Montage des nouveaux réseaux de HEMTs (QPC) dans les semaines à venir. Tests d'absorption de bolomètres individuels NbSi à 100 mK avec corps noir encourageants : ( ≈ 80%). Mesures de bruit sur les films de NbSi (TF des V(I))  Johnson, phonon, 1/f, pop-corn : en cours.

37 Conclusion Instruments cosmologie et astrophysique : ~100 pixels, prochainement : > 1000 pixels. Optique au 30m de l'IRAM : miroirs de champ, lentille froide. Photométrie : = 1,2 / 2,1 mm, 64x64 / 35x35 pixels, ~10 pW/pixel, 51017 W/Hz1/2. Bolomètres avec thermomètres résistifs : A = 5..10, courant constant. Pél ≈ Pray. NbxSi1-x : transition métal-isolant, conduction par sauts à portée variable, effet de champ électrique, découplage électron-phonon. Microfabrication de couches minces : masques mécaniques - lithographie lift-off. Tests des films à T ≈ 100 mK. bolomètres individuels : R ≈ 10 MΩ, A ≈ 4, NEP ≈ 31017 W/Hz1/2 avec P ≈ 10 pW  OK ; matrices : échec du tout lift-off, avec électrodes Nb par masques : R ≈ 100 MΩ, A ≈ 4, ge-ph ≈ 100 W/K5/cm3  Trop impédant. Multiplexage temporel : HEMTs. Grenaille N1/2eg < Johnson du bolomètre : 7,4 nV /Hz1/2. Amplification : JFETs à 100 K., bruit blanc N1/2eg , eg = 3 nV /Hz1/2.