1 conception d'une caméra bolométrique pour la radioastronomie millimétrique à grand champ...

1

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.

Rayonnement de corps noir à T = 2,725 K

sur tout le ciel. Fluctuations :

Longueurs d’ondes m]) et fréquences GHz]) du spectre électromagnétique

Ondes RadioMicro-ondes

Infra-rouges

UVRayons

XCosmiquesGammas

109 106 103 1 10-3 10-6 10-9 10-12 10-15

10-9 10-6 0,001 1 1000 106 109 1012 1015

m]

GHz]

€

ΔTT

≈ 3⋅10−5

Besoins : grand champ de vue, grande sensibilité

Le rayonnement fossileContinuum d'origine thermique

4

0 100 200 300 400 500 600 700 800-0.02

-0.01

0

0.01

0.02

0.03

0.04

0 100 200 300 400 500 600 700 8000

50

100

150

200

250

300

350

400

Corps noir à TCMB = 2,725 K

Corps noir à TCMB déformé par l'effet SZ

(GHz)

B

(10-20 W/m2/Hz/sr)

L'effet Sunyaev-Zeldovich

I.1. Intérêt des ondes millimétriques pour l'astrophysique.

Interactions : photons du rayonnement fossile et électrons du gaz ionisé intergalactique.

Cartographie des amas de galaxies

(GHz)

ΔB (MJy/sr) Variation relative d'intensité

2 mm 1 mm

Besoins : grand champ de vue, grande sensibilité, plusieurs longueurs d'ondes

5I.1. Intérêt des ondes millimétriques pour l'astrophysique.

Effet de décalage vers le rouge des spectres des galaxies distantes

30000 3000 300 30300000

Distance

(m)

Sondage de l’univers lointain

Émission diffuse due aux poussières interstellaires

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

(GHz)

6

Lentille équivalente au télescope

Axe de visée

Rayons d'incidence nulle

Rayons d'incidence non nulle

Plan focal du télescope

Éléments optiques du télescope

Pourquoi le 30 m ?

: 260" (0,07°)

Résolution typique : 10" 530 taches de diffraction dans le champChamp au plan focal : d = 37 cm

I.2. Optique du télescope de 30 mètres de diamètre de l'IRAM.

Télescope CassegrainFocale effective : fe ≈ 300 m Ouverture : fe/D ≈ 10

Champs de vues du télescope

Le plus grand télescope millimétrique du monde

Résolution angulaire /D : limitée par la diffraction

7

Lentille équivalente au télescope

Axe de visée


Rayons d'incidence non nulle

Pourquoi le 30 m ?

: 260" (0,07°)

Résolution typique : 10" 530 taches de diffraction dans le champChamp au plan focal : d = 37 cm

I.2. Optique du télescope de 30 mètres de diamètre de l'IRAM.

Télescope CassegrainFocale effective : fe ≈ 300 m Ouverture : fe/D ≈ 10

Champs de vues du télescope

Le plus grand télescope millimétrique du monde

Résolution angulaire /D : limitée par la diffraction

Axe de visée


Lentille de champ

Lentille froide

Plan image : champ ≈ 10 cm

8I.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

Renvoi

Champ A

Champ B

9

Calcul des puissances incidentes sur la matrice

Atmosphère : TA = 250 KTélescope et optique : TT = 280 KRayonnement Fossile : TRF = 2,73 K

€

Pj = Ek. ε j(ν ). ti(ν ).i

∏ B j ν ,T( ).dνν m

ν M

∫ W[ ]

Ek = étendue de faisceau Sk.k = a 2

j = émissivité = 1- ti ti = transmissionBj = brillance ( corps noir)

Transmissions des élémentstt = 0,9 tfiltres ≈ 0,2 tlentilles = 0,95 ta : dépend de ...

I.3. Photométrie au télescope de 30 mètres de diamètre de l'IRAM.

Puissance sur le détecteur

Sources :

€

Effectif (puissance d'une tache) : a = 1

Pixel (4 par tache à mi - puissance) : a = 0,16

⎧ ⎨ ⎩

Lumière sur le détecteur : dominée par les rayonnements parasites

10

Opacité de l'atmosphère

Transmission : ta = exp(-)

[GHz]

I.3. Photométrie au télescope de 30 mètres de diamètre de l'IRAM.

Fluctuation d'humidité (nuages) bruit de ciel

Choix du matériau pour la lentille

Polyéthylène : t(5cm) = tI (1 rI )2 = 85 %

Transmission des filtres

au zénith

Limites fondamentales : bruit de photon

Ondes millimétriques dans une tache de diffraction : NEPP ≈ NEPB

€

δn2 ≡ n − n ( )2

= n + n 2 ⇒ NEPPhoton = NEPPoisson2 + NEPBoson

2 W Hz[ ]

11Spécifications instrumentales pour une utilisation optimale du 30m

Sensibilité de la matrice : 1 galaxie haut redshift en 1 heure Meilleurs instruments actuels : 1 galaxie haut redshift en plus de 10 heures

Bilan photométrique pour 1 pixel

Longueur d'onde (mm/GHz) 1,2 / 250 2,1 / 143

Nombre de pixels (ΩCV = 60 arcmin2) 6262 3535

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 107 107

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

€

Hz

€

s

12

II. Les détecteurs

Matrices :Réalisation collectiveSensibilité pixel / tailleFacteur de remplissage (Fr)HomogénéitéÉchantillonnageVitesse de cartographie

Cornets : avec : Fr < 40%, Sans Fr > 90%, mais ! lumière parasite

Bolomètres : détection d'énergie par mesure de températureAdaptés au ondes millimétriques. Nécessité de refroidir (cryostat 100 mK)

Caractéristiques : SensibilitéLien thermiqueNEP

SpiderWeb Ge [Bock]Ex : Archeops ; Planck

Collecteur à antenne [Lukanen]

MAMBO II [Kreysa]

13

II.1. Les bolomètres

T

t

ΔT =PrayG

Bain : Tcryo

Absorbeur : C

Thermomètre : A

Lien thermique : G

Rayonnement

I

Absorbeur et thermomètre isothermes : Pél = R(T)I2

€

dEdt

= C ⋅dTdt

= Pray t( ) + Pél t( ) − G ⋅ T ( t)b − Tcryob

( )

Principe de fonctionnement du bolomètre idéal

α =1R

⋅dRdT

K−1[ ] A=dlnRdlnTCoefficient de température

Thermomètres résistifs < 0 conduction par sauts : A = 5…15 (1M…100G)

Thermomètres supraconducteurs > 0 transition supra-normal : A = 200…1000 (1m … 10)

Temps de réponse

€

=CGd

€

Gd =dPfuite

dT

Mesure : V = R(T)I

Conductance dynamique sensibilité

14

Bruits fondamentaux

Bolomètre pas idéal autres bruits (environnement, amplificateur, excès du thermomètre, etc.)

Bruit total :

€

NEPTOT W / Hz[ ] = NEPPhoton2 + NEPJohnson

2 + NEPPhonon2 + NEPAutres

2

II.1. Les bolomètres

Objectif : NEPInstrument ≤ NEPPhoton/3

Bolomètre idéal optimisé

€

Pél* ≈ Pray Gd

* Tcryo( ) ≈Pray

Tcryo

Pray = 1pW ; Tcryo = 100mK NEPInstrum = 10-17 W/Hz1/2

NEPJohnson ≥ 0,5 NEPInstrum

• Fluctuations thermodynamique du bolomètre

• Bruit Johnson dans le thermomètre (électrons)thermiques expressions similaires

Comparables si réponse linéaire. NEPJohnson < NEPThermodyn si A >> 1

€

NEPFondam ∝ kBTcryoPray Intérêt des très basses T

15

106

104

102

100

10-2

10-4

4.03.53.02.52.01.51.00.50.0

Température (K)

NbxSi1-x x=0,076 x=0,078 x=0,080 x=0,083 x=0,090 x=0,13

II.2. Intérêt du NbxSi1-x pour la thermométrie résistive

Transport électrique dans les Isolants d'Anderson

E

Ei

Ej

r

q=Eij

€

ρ(T ) = ρ 0 expT0

T ⎛ ⎝

⎞ ⎠

n ⎛

⎝ ⎜ ⎞

⎠ ⎟

1/4 n 1

Conduction par sauts à portée variable résistivité :

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.

Transition métal-isolant

16

€

T0(E) = T0 (E = 0)⋅ 1−eξ

2kBTE

⎛ ⎝ ⎜

⎞ ⎠ ⎟

€

Pél = Ω ⋅ge − ph ⋅ Teη − Tph

η( )

Effet de Champ électrique E

Découplage électron-phonon

Découplage supplémentaire ( substrat, absorbeur, membrane fuite thermique)

2 phénomènes limitent la polarisation électrique des I.A. :

Conduction électrique sous polarisation non nulle

Optimisation du signal :Polarisation électrique P = VI

Sensibilité sans dimension (A~ 3 à 10 pour les I.A.)ΔVΔT

=AT

R⋅P

≈ 10 nm (longueur de localisation des électron)

€

ρ(Te) = ρ0 expT0(E)

Te

⎛ ⎝ ⎜

⎞ ⎠ ⎟

n ⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

= 5 ; ge-ph ≈ 100 W/K5/cm3

(coefficient de couplage)

€

Ptot = G fuite Tphb − Tcryo

b( )

II.2. Intérêt du NbxSi1-x pour la thermométrie résistive

Mesures de films de NbSi (Marnieros 1997) :

n = 0,65 ρ= 510-4 Ωm T0 /1K = (26 - 3x/1%)2

Si x1 = 8,2% et x2 = 8,1% à T = 100 mK :

ρρ!

Influence de la composition et du recuit, problèmes d'homogénéité des couches.

17

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

Nb Si

Platine

NbxSi1x

Méthode mise au point au CSNSM par L.Dumoulin et S.Marnieros

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

Wafer 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 20m.


19

Lithographie en lift-off

1) étalement 3) révélation2) insolation 4) dépôt

5) lift-off

Évaporation par effet joule


Après tous les dépots :

Au ≈ 1500 Å

Ti ≈ 50 Å Nb ≈ 500 Å

Ir ≈ 50 Å

NbSi ≈ 1000 Å

SiO ≈ 250 Å

20

Si3N4 (membrane)

Au/Cr

Bi (absorbeur)

Au/Cr (lien thermique)

NbxSi1x

x = 8,2 %e = 1000 Ål = 600 md = 300 m

Bolomètres individuels (CSNSM)


21

NbSi

Au

Si

300 m600 m

Matrices de thermomètres NbSi


#1 à #8 (L2M puis CEETAM) 36 pixels

#10 à #13 (CRTBT/CSNSM-CEETAM) 4 pixels

1 cm

22

Principe de la mesure

II.3. Expériences mises en œuvre pour les tests électriques

Tests à basses température dans des cryostats :• Hélium 3 pompé (CSNSM) 300 mK• Dilution hélium 3 - hélium 4 (CRTBT) 100 mK

Rs

Rp

RC

RI

Diviseur

VEVS

Charge

Inconnue

Excitation Entrée

Signal Sortie

Boîtier de polarisation

Vd V

I

Montages : • Générateur de tension• Boîtier de polarisation• Matrice• Amplificateurs• Convertisseurs A/N• Acquisition (MAC)

23

7 Bolomètres individuels

II.4. Résultats des expériences

0 2 4 6 8 10 12

1

2

3

4

5

6

7

Résistance (V/I) fonction de la tension

|V| (mV)

130 mK

145 mK

160 mK

190 mK215 mK

650 mK

230 mK280 mK

140 160 180 200 220 240 260 280 300

1

2

3

4

5

6

7

T [mK]

R(V=0,T) = Ro exp((To/T) n) : o=données, x=ajustement, +=incertitudes

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 températureCampagne 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 BM10 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

100 150 200 250 300 350 40010

-1

100

101

Conductance dynamique de la fuite thermique

T (mK)


Fuite thermique des bolomètres et

conductances dynamiquesGm Si3N4 théorique

BoloM10 dilution, plusieurs n, Gg et Gm

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.

Échantillon

b Gf (nW/Kb)

1 à 6 2,1-2,8 1,7 - 2,3

BM10 1,6 1,3

BM10Global

M(Si3N4)2,72,4

15 - 2011 - 16

Théorie M(Si3N4)

3,0 6

BoloM10 hélium 3 pompé

25

0 5 10 15 20 25 30 35 401.5

2

2.5

3

3.5

4

4.5

5

5.5x 10-17

NEPJohnson

et NEPphonon

P (pW)

NEPphonon à 100 mK

NEPJohnson à 100 mK


0 5 10 15 20 25 30 35 400

2

4

6

8

10

12

14

16

18

x 10-16NEP

Johnson et NEP

phonon

P (pW)

NEPphonon à 300 mK

NEPJohnson à 300 mK

Estimations des bruits fondamentaux

€

Hz

Les calculs prévisionnels correspondent aux attentes :T = 100 mK 5 < P(pW) < 10 NEPtotale ≈ 310-17 W/ optimale

26II.4. Résultats des expériences

Matrices #1 à #8

Matrice x (%) T (mK) Rthéo (MΩ) Rmes (MΩ) Rmes/Rthéo

#3 8 500 - 600 0,130 - 0,080 6 - 3 50 - 40

#8 8,2 3500 0,005 7 1400

Résistances anormalement élevées et R quand V0 !!!

0 2 4 6 8 102

2.5

3

3.5

4

4.5

5

5.5

6

6.5

7


V (mV)

350 400 450 500 550 6000

5

10

15

20

25

T [mK]

R(V=0,T) = Ro exp((To/T)n)

550 mK

450 mK


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

0 5 10 15 200

5

10

15

20

25

30

35

40

45

50


V (mV)0 10 20 30 40 50

0

5

10

15

20

25

30

35

40

45

50Résistance (V/I) fonction de la tension

V (mV)


Matrices #10 à #13

205 mK

330 mK

Matrice #10 :Tout en lithographie lift-off

Matrices #11 et 13 :Électrodes Nb déposées par masque mécanique

180 mK

200 mK

220 mK

260 mK

300 mK

400 mK


Matrice R (MΩ) à 300mK

-A à 300mK

R(MΩ) à 100mK

-A à 100mK

#11 2,1 - 3,0 2,8 - 3,6 230 - 440 5,4 - 6,9

#13 6,0 - 8,8 4,2 - 4,4 160 - 300 2,5 - 2,7

x=8,2 %x=8 %

0,060,5

2,23,5

2,3125

4,67,1

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 ge-ph

(W/K5/cm3)Ge-ph

(W/K5)Gd_e-ph (100mK)

(nW/K)

#11 70 - 105 1 - 1,6 0,5 - 0,8

#13 85 - 90 1,25 - 1,4 0,6 - 0,7

Théorie 100

Découplage électron-phonon

Rq : Paramètre de puissance non ajustable. Théorique : = 5

Le modèle de découplage décrit bien les R(V≠0,T) :Le coefficient de découplage : ge-ph correspond exactement aux prévisions.

Électrodes par masque mécanique : plus de divergences à V0

Bilan :

€

RMesuré

RThéorique

≈ 5 −10 pour T ≈1K ...RMesuré

RThéorique

≈100 − 200 pour T ≈100 mK

30

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

Bruits des FET

€

eJ = 4kBTRds V / Hz[ ]

€

iS = 2qeIgs A / Hz[ ]

€

e1/ f =1

gm

α H ⋅Ids2

N ⋅ f≈ ea ⋅ 1+

fknee

f

⎛ ⎝ ⎜

⎞ ⎠ ⎟

2

V / Hz[ ]

GrenailleJohnson

1/f

Transistors à effet de champ (FET) à 100 K idéal pour 1<R(MΩ)<100

modulation à f > fknee bruit blanc

Grille

Source Drain

31

Solution retenue : multiplexage ligne/colonne (1 niveau)

Matrice N M N+M+2 fils gain de place

III.1. Étude d'une électronique multiplexée

eS = 7,16 nV/√Hz

Polarisation en entrée

N fils en sortie N JFETs froids

N tensions de commutation

Rcharge

Rbolo

CommutateurMatrice de bolomètres

Matrice de transistors

Capacité 1nF

Multiplexage.

Lecture d'un grand nombre de détecteurs

Sans multiplexageMatrice N M N M+2 fils Matrice 32 32 1026 filsProblèmes : charge thermique, câblage, N M amplificateurs froids.

Matrice 32 32 66 fils

Matrice 64 16 82 fils

eS = 5,06 nV/√Hz

1 Bolomètre 10 MΩ

eJ = 7,43 nV/√Hz

Si Igs = 50 fA :

32III.1. Étude d'une électronique multiplexée

Différents montages réalisés.

Typiquement :Rbolo = 10 MΩCint = 1,6 nFT = 100 mKeJ,bolo = 7,4 nV/

€

Hz

1) Polarisation résistive

€

Rc >> Rbolo ⇒ I pol ≈Vpol

Rc

et ΔVmes ≈ Ipol ⋅ΔRbolo

Mesure de tension :

€

ΔVinduit ≈ ΔVg ⋅Cgs Cint

€

Iinduit ≈ ΔVg ⋅Cgs ⋅ f lectParasites dus aux commutations :

Parasites dus à la polarisation : essentiellement eJ,charge > eJ,bolo

VREF

33III.1. Étude d'une électronique multiplexée

2) Polarisation capacitive

€

Ipol =dQpol

dt= Cpol ⋅

dVpol

dt

€

Cpol << Cint ; Ipol ≈ Qpol ⋅ f lect = Cpol ⋅ΔVpol ⋅ f lect

⇒ Vmes( t) ≈ −Veq ⋅ 1− e−

t

RboloCpol

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

Pas de dissipation de P à Tcryo

Cpol à Tcryo : minimiser les Ifuite

Amélioration par bouclage de l'ampli :Mesure de Q qui équilibre le système. Pas sensible au gain. Bruit plat à haute fréquence

Charge périodique de Cint

REF

VREF

Ajustement du courant pour chaque bolomètre indépendamment

34

Les HEMTs (transistors AsGa / AlGaAs) ont des courants de fuite de quelques pA pour T 4K.

Courants de fuite et tensions de commutation

0,001

0,01

0,1

1

10

100

3070110150190230270 T [K]

[nA]

CF 739 GaAs FET (MESFET)CF 739 GaAs FETATF-21186 GaAs FETFHX35LG HEMT (TEGFET)

III.2. Mise en œuvre de l'électronique

Nouveaux transistors de commutation : HEMTs QPC

Premiers résultats HEMT QPC : Ifuite ≈ 50 fA multiplexage de 32 bolomètresHEMTs commerciaux actuels : Ifuite ≈ 200 fA multiplexage de 8 bolomètres

Réalisés au LPN Marcoussis par Y.Jin

Courants de fuite

Température [K]

I [n

A]

35

Matrice de bolomètre

Circuit imprimé des HEMTs avec capacités d'intégration CMS

III.2. Mise en œuvre de l'électronique

Partie froide (100mK) : commutateurs HEMTs et matrice de bolomètres

Partie chaude (300K) : Boîtier "MUX" fixé sur le cryostat

Entrée Filtres Références Suiveur DAC

Suiveurs Von/VOff des HEMTsSortie

Bas courants et bas bruits (20nV/√Hz)

Communication : circuit logique programmable

36III.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.

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.

Montage des nouveaux réseaux de HEMTs (QPC) dans les semaines à venir.

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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, 51017 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 ≈ 31017 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.

1 conception d'une caméra bolométrique pour la radioastronomie millimétrique à grand champ...

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