Généralités sur les plasmas

Généralités sur les plasmas

Définition d’un plasma

Le plasma est le quatrième état de la matière après les états solide, liquide et gazeux, qui correspond à l’état où l’enthalpie (énergie total d’un système thermodynamique) est maximale, comme illustré sur la Figure 1. Le plasma est un gaz ionisé macroscopiquement neutre (composé d’électrons et d’atomes ayant perdus ou gagnés des électrons) qui se crée à partir d’un gaz neutre par apport d’énergie, que ce soit avec un champ électrique, chauffage, etc. [1].

Le plasma est l’état le plus présent dans l’univers. En effet, à l’échelle cosmique plus de 99, 9% de la matière visible se présente sous forme de plasma [2], même si sur Terre peu de plasma est visible à l’état naturel (comme les orages et les aurores boréales). Le plasma présent dans l’univers peut être classé en fonction de deux paramètres essentiels qui sont la densité 𝑛[𝑐m−3], qui correspond à la répartition des particules du plasma par unité de volume, et la température 𝑇[𝐾 𝑜u 𝑒V], qui traduit la dispersion d’énergie cinétique moyenne des constituants du plasma caractérisé .

La prochaine sous-partie a pour but de présenter quelques notions de physique des plasmas afin d’introduire les méthodes et les modèles utilisées pour étudier les plasmas spatiaux, ainsi que les grandeurs physiques qui seront utiles pour l’instrumentation.

Caractérisation d’un plasma

L’étude des plasmas est un domaine complexe à cause du couplage entre champs et particules [2]. En effet, un plasma est composé de particules chargées qui, en présence d’un champ électrique ou magnétique, subissent des mouvements à l’origine de charges d’espace et de courants qui vont à leur tour générer des champs électriques et magnétiques, qui entrainent de nouveau un mouvement des particules et ainsi de suite .

Cette méthode n’est donc pas utilisée en pratique pour la description d’un plasma spatial, sauf cas particulier où la densité est très faible (suffisamment pour pouvoir négliger le comportement collectif des particules) comme c’est le cas pour l’étude du comportement des particules entrantes dans un instrument. En raison de leur comportement collectif, d’autres méthodes peuvent être utilisées. Elles étudient soit le comportement moyen d’un plasma avec une approche statistique, soit la modélisation par des équations dont les propriétés sont macroscopiques (ce qui néglige les comportements individuels des particules qui sont regroupées par type d’espèce, ion lourd, électron, …) [3]. L’approche statistique (théorie cinétique) consiste à étudier le comportement moyen des particules à travers l’étude d’une variable statistique qui traduit la probabilité de « trouver » une particule dans un volume dr avec une vitesse appartenant à l’élément dv [3], appelé fonction de distribution. Cette approche est notamment utilisée pour des échelles de temps court où les collisions de proche en proche sont négligeables [2]. Dans le cas où les collisions sont négligeables (comme sur des échelles de temps suffisamment grandes), le plasma peut être considéré comme un fluide avec une densité, une vitesse et une température locale [3]. Cette approche s’appuie sur les équations de l’hydrodynamique couplée avec les équations de Maxwell : la Magnétohydrodynamique (MHD). La MHD fait également intervenir la notion de fonction de distribution à travers ses moments pour le calcul de densité, vitesse, … [6]. Les modèles utilisés pour les applications spatiales intègrent toujours la notion de fonction de distribution, car c’est le paramètre clé à mesurer avec les instruments de façon à caractériser le plasma. La notion de fonction de distribution est explicitée dans les prochains paragraphes.

Motivation des mesures in-situ pour les instruments AMBRE 

A présent la notion de plasma introduite, cette partie s’intéresse aux enjeux scientifiques et opérationnels des instruments de mesure du plasma, tel qu’AMBRE.

Enjeux Scientifiques 

Avant de présenter les enjeux spécifiques des instruments AMBRE, il est intéressant d’introduire les problématiques générales liées à la géophysique de l’environnement terrestre proche.

Généralité sur la physique des plasmas spatiaux
Le domaine de la Géophysique a beaucoup évolué avec l’avancée du spatial. C’est dans ce contexte que la physique des plasmas spatiaux a pris une part importante dans la géophysique notamment pour comprendre les interactions Soleil-Terre, ainsi que leurs conséquences sur les installations électriques terrestres, les satellites, la météorologie, …

Les interactions Soleil-Terre sont variées et modifient la structure de la magnétosphère terrestre. Un élément clé de cette interaction est bien sûr le vent solaire, dont les particules proviennent de la couche la plus externe du soleil (couronne solaire) et qui s’écoulent dans le milieu interplanétaire avec des vitesses supersoniques autour de 400 km/s pour le vent lent et 700 km/s pour le vent rapide [5]. Lorsque le vent solaire atteint la magnétosphère terrestre, celui-ci ne peut pas directement la pénétrer. Il se trouve dévié autour de l’obstacle que représente le champ magnétique de la Terre. Ceci a pour effet de créer une onde de choc et de comprimer la magnétosphère terrestre sur le côté jour, comme visible sur la Figure 4. La magnétosphère du côté nuit se trouve étirée, donnant l’apparence d’une queue [5]. Le vent solaire dévié forme la magnétogaine, composée d’un plasma plus chaud et dense que le vent solaire en raison du choc. La frontière entre la magnétogaine et la magnétosphère est appelé magnétopause. Le plasma à l’intérieur de la magnétosphère est composé principalement d’électrons et de proton (à 90%), et peut être regroupé en différentes régions [3], comme présenté sur la Figure 4-b. Parmi ces régions, de la plus proche à la plus lointaine de la Terre, il y a d’abord l’Ionosphère. Elle s’étend de 50 km à quelques milliers de km. Sa formation repose sur l’ionisation de l’atmosphère neutre à cause des photons UV émis par le Soleil [3]. Elle constitue la deuxième source de plasma présent dans la magnétosphère terrestre, après le vent solaire. Il y a ensuite les ceintures de radiation, qui sont des régions toroïdales composées principalement de protons et d’électrons avec des énergies allant de 30keV jusqu’à plusieurs centaines de MeV, et qui sont piégés dans le champ magnétique terrestre [4]. Au-delà il y a la magnétosphère externe où se trouve le manteau de plasma, constitué du plasma de la magnétogaine qui a diffusé à travers la magnétopause, ainsi que de la queue magnétosphérique qui se divise en deux régions : les lobes, essentiellement vides de plasma, qui entoure la couche de plasma constituée de ligne de champ fermées peuplées de plasma provenant du vent solaire et de la magnétosphère interne [5].

Une dernière zone, qui a un rôle clé dans l’interaction Soleil-Terre est le cornet polaire, où l’intensité du champ magnétique est pratiquement nulle. C’est un lieu privilégié pour l’entrée des particules du vent solaire .

Si l’on peut ainsi caractériser différentes zones dans la magnétosphère terrestre, les particules bougent à l’intérieur et forment différents courants qui circulent en circuit fermé [5], comme visible sur la Figure 5. Parmi ces courants il y a celui de la magnétopause, qui résulte du gradient de pression présent à l’avant de la magnétosphère, le courant annulaire crée par les ions et électrons piégés dans le champ magnétique terrestre, et les courants alignés qui connectent la magnétosphère avec l’ionosphère [5]. Cependant, la dynamique de la magnétosphère n’est pas stationnaire, la magnétosphère apparaît comme un système hautement dynamique, et dont les modifications sont en grande partie liées aux changements de direction du champ magnétique interplanétaire [6]. En effet,  lorsque le champ magnétique du milieu interplanétaire est opposé à celui à l’avant de la magnétosphère terrestre, des phénomènes de reconnexions magnétiques se produisent à la magnétopause. Ce processus permet l’accès du vent solaire à la magnétosphère et induit un couplage à grande échelle (la « convection magnétosphérique »). Ce couplage, entre autres, se traduit ensuite par l’accélération des particules dans la queue en direction de l’ionosphère ; phénomène beaucoup étudié que l’on appelle « sous-orage géomagnétique » et qui amène aux aurores boréales.

Il existe aussi des phénomènes solaires plus rares, comme des éjections de masse coronales et les régions d’interactions en corotation, qui sont capables de modifier la structure de la magnétosphère et de provoquer des orages magnétiques très intenses [6]. Ce sont des phénomènes éphémères mais capables de causer des problèmes sur les installations électriques au sol comme lors du blackout de 1989 au Québec, et qui sont aussi capables de détériorer l’électronique à bord des satellites[4].

Le rapport de stage ou le pfe est un document d’analyse, de synthèse et d’évaluation de votre apprentissage, c’est pour cela rapport-gratuit.com propose le téléchargement des modèles complet de projet de fin d’étude, rapport de stage, mémoire, pfe, thèse, pour connaître la méthodologie à avoir et savoir comment construire les parties d’un projet de fin d’étude.

Table des matières

Introduction
I- Contexte scientifique et technique
I-1) Plasmas spatiaux
I-1-1. Généralités sur les plasmas
I-1-2. Motivation des mesures in-situ pour les instruments AMBRE
I-1-3. Grandeurs fondamentales
I-2) Instrumentation des plasmas spatiaux
I-2-1. Généralités
II-2-2. Travail à réaliser pour AMBRE 2
II- Design du spectromètre en énergie
II-1) Etude bibliographique
II-1-1. Etat de l’art du design d’un ESA de type top hat
II-1-2. Etat de l’art sur le contrôle du taux de transmission
II-1-3. Conclusion
II-2) Etude par simulation
II-2-1. Méthode de calcul par simulation
II-2-2. Pré-design de l’analyseur
II-2-3. Optimisation par simulation de l’analyseur
II-3) Performances de AMBRE 2
II-3-1. Taux de comptage et saturation
II-3-2. Comparaison avec AMBRE 1
II-3-3. Design mécanique et simulation 3D
II-4) Design de l’instrument CSW : mission THOR
II-4-1. Structure générale de l’instrument
II-4-2. Performance de CSW
III- Carte de détection
III-1) Principe des détecteurs
III-1-1. Présentation des détecteurs : MCP
III-1-2. Caractéristiques des MCP
III-2) Principe de l’électronique front end
III-2-1. Principe de fonctionnement
III-2-2. Présentation de l’ASIC du LPP
III-2-3. Réalisation de la carte front end
III-3) Calibration de la carte front end
III-3-1. Principe de calibration des MCP
III-3-2. Calibration sur paillasse
III-3-3. Calibration sous vide
IV- Circuit haute tension
IV-1) Polarisation des détecteurs
IV-1-1. Travail à réaliser
IV-1-2. Etat de l’art des circuits de polarisation
IV-1-3. Polarisation des MCP : tests sur paillasse
IV-2) Polarisation du spectromètre en énergie
IV-2-1. Travail à réaliser
IV-2-2. Polarisation du spectromètre : état de l’art
IV-2-3. Polarisation du spectromètre : réalisation sur paillasse
Conclusion

Lire le rapport complet

Télécharger aussi :

Laisser un commentaire

Votre adresse e-mail ne sera pas publiée. Les champs obligatoires sont indiqués avec *