Capítulo 2 Radiación en el...

Departamento de Ingeniería Electrónica Página 4

Capítulo 2

Radiación en el espacio

“El Universo no fue hecho a la medida del hombre: tampoco le es hostil: es indiferente”

- Carl Sagan, Astrónomo Estadounidense

1. Causantes de la radiación espacial

La Tierra y su entorno más cercano están protegidos por la atmósfera, la cual actúa como una pantalla, que permite pasar la luz y el calor, reteniendo la radiación y los rayos UV, como vemos en la figura 2.1. Debido a que esta protección natural no está presenten en el espacio, los humanos y los dispositivos que allí se destinen tienen que estar preparados para soportar los efectos que aquí son frenados por la atmósfera terrestre.

A continuación se mostrarán las principales fuentes del fenómeno de la radiación que encontramos en el espacio, clasificándolos en cuatro categorías: anillos de radiación, llamas solares, viento solar y rayos cósmicos.

Hay que hacer notar que las partículas de interés aquí son esencialmente electrones, protones e iones pesados de orígenes diversos, con diferentes energías.



Figura 2.1: Esquema de la absorción de la radiación por parte de la atmósfera

1.1. Anillos de radiación

Se denominan anillos de radiación a dos enormes zonas de electrones y protones que se encuentran circundando la Tierra con forma toroidal, como observamos en la figura 2.2 [Heynd02] [Barth97].

Figura 2.2: Anillos de radiación



Los anillos contienen electrones y protones atrapados. Esta radiación atrapada incluye dos anillos de electrones. El anillo interior contiene electrones cuya energía es de menos de 5 MeV, mientras que el anillo exterior contiene electrones cuya energía puede alcanzar hasta los 7 MeV. Además, en el caso del anillo exterior, el flujo de electrones es más variable y más intenso que en el caso del anillo interior. Un tercer cinturón de electrones fue observado después de una tormenta magnética el 24 de Marzo de 1991. Este cinturón está localizado entre el primer y segundo anillo y la energía atrapada en él es significativa, alcanzando hasta 30 MeV.

La radiación atrapada incluye también un cinturón interno de protones. Un cinturón secundario, que contiene protones de alta energía (>100 MeV), apareció después de la misma tormenta magnética comentada anteriormente. Por tanto, una violenta tormenta magnética puede generar nuevos anillos de radiación cuya esperanza de vida, que se estima en más de dos años, no es conocida con precisión.

Al igual que los electrones y protones, los iones pesados pueden también estar atrapados en la magnetosfera. El cinturón de iones está en un principio compuesto de iones ligeros (He, C, N, O, Ne, etc.), con bajos niveles de energía. Estos iones son ionizados una sola vez, son muy sensibles a la modulación solar y presentan baja penetración. No tienen ningún impacto en la electrónica, pero contribuyen a la exposición a la radiación soportada por los astronautas.

1.2. Llamas solares

Las llamas solares (solar flares) son explosiones violentas que se producen en la atmósfera solar, y que pueden liberar una energía de hasta 6x1025 J. Tienen lugar en la corona solar, y tienen como consecuencia el calentamiento del plasma hasta 10 millones de grados Kelvin y la aceleración de electrones, protones e iones pesados hasta velocidades cercanas a la de la luz.

El ciclo solar consta de 11 años, coincidiendo el final del mismo con la aparición de numerosas manchas solares. Este ciclo puede a su vez subdividirse en cuatro años de baja actividad y siete de alta. Hay dos tipos de eventos que deben ser considerados en relación con los entornos radiantes que estamos estudiando. El primero se conoce como coronal mass ejection’s, y



dura varios días, en los que emite principalmente protones con alta energía (por encima de las centenas de MeV).

El segundo tipo de evento se enmarca en la categoría de eventos impulsivos o transitorios, y consiste en la emisión masiva de iones pesados. Éstos incluyen las llamaradas solares con emisiones de iones de gran energía (de varias decenas de MeV a varias centenas de GeV por nucleón) [Solar91].

1.3. Viento solar

Las altas temperaturas de la corona solar ceden suficiente energía a los electrones como para permitirles escapar de la fuerza gravitacional del Sol. El efecto de la expulsión del electrón es una carga sin balancear que provoca la expulsión de protones e iones pesados de la corona. El gas expulsado es tan caliente que las partículas están distribuidas homogéneamente en un plasma. La alta densidad de energía del mismo hace que el campo magnético solar esté “congelado” dentro del plasma. Este plasma eléctricamente neutro avanza alejándose del Sol a una velocidad de aproximadamente 300 a 900 km/s, con una temperatura de 104 a 106 K. La energía de las partículas van de 0.5 a 2keV por nucleón, aproximadamente. La densidad media del viento solar es de 1 a 30 partículas/cm3. La composición del viento solar es aproximadamente: 95% p+ ; 4% He++ ; <1% otros iones pesados y el número de electrones necesarios para hacerlo neutro.

Figura 2.3: Interacción del viento solar con la magnetosfera

Las mayores perturbaciones en el campo geomagnético pueden ocurrir como consecuencia de cambios en la densidad del viento solar (por ejemplo,



llamaradas solares), la velocidad del viento solar o la orientación del campo magnético solar. Los eventos comentados en el anterior apartado pueden provocar distorsiones en el viento solar, y son estas distorsiones las que al interactuar con la magnetosfera terrestre causan las llamadas tormentas magnéticas. La correlación existente entre el número de tormentas con el nivel de actividad solar es muy fuerte. Durante el período de alta actividad solar, se observan numerosas fluctuaciones en el campo magnético solar, y esto conlleva una compresión de las líneas de campo magnéticas. Cuando esta compresión ocurre, el plasma situado en el lado nocturno es empujado hacia la superficie terrestre. Los iones y electrones son desviados por el campo magnético terrestre y como resultado, una astronave o satélite que esté orbitando los podría recibir. Así pues, las tormentas geomagnéticas tienen una gran relevancia debido a la radiación que producen [Russ00].

Mientras que el plasma a la altura de una órbita geoestacionaria está bastante caliente (unos 2 keV por electrón y 10 keV por ión), y presenta baja densidad (de 10 a 100 cm-3), en condiciones normales el plasma localizado en órbitas bajas está más frío y es incapaz de inducir cargas significativas. Sin embargo, debido a que las partículas energéticas pueden moverse a lo largo de las líneas de campo magnético, los satélites que estén en órbitas bajas pueden encontrar un plasma con más energía que el que localizaban en altitudes superiores. Tras numerosas observaciones, se ha observado que los electrones pueden verse cargados a varios kilovoltios, produciendo un plasma muy cargado. Este plasma energético se confina en regiones cercanas a los polos. Debido a que los satélites pasan periódicamente por esas zonas, el efecto no es muy acusado.

Las diferencias entre las características de absorción de los materiales, la distinta exposición a la luz de sol, y los efectos puntuales hacen que distintas cantidades de electrones puedan producir diferencias de tensión entre las superficies del satélite aisladas (este fenómeno se conoce como carga superficial). Además, los electrones que tengan suficiente energía como para traspasar la capa térmica inducen una carga interna en las superficies o ensamblajes. Los electrones altamente energéticos que penetran dentro pueden depositar carga en los circuitos y cables.

Para mitigar estos efectos es conveniente el uso de filtros para prevenir la propagación de las señales transitorias y el uso de aisladores superficiales que sean capaces de disipar la carga depositada. También es recomendable



proteger los circuitos electrónicos para reducir el flujo de electrones que puedan llegar hasta ellos.

1.4. Rayos cósmicos

Los rayos cósmicos son núcleos de iones pesados altamente energéticos (sin la nube de neutrones rodeándolo). Estos iones pesados solo representan el 1% de los componentes nucleares de una radiación cósmica, que contienen un 83% de protones, un 13% de núcleo de helio y un 3% de electrones. El origen de esta radiación no ha sido identificado con certeza. Sin embargo, se sabe que parte de ella proviene de las cercanías de la galaxia Milky Way, y el resto del interior de la misma. La energía de los iones es muy alta (el ión más energético detectado tenía una energía de 3·1020 eV, esto es, casi 50 J) y los mecanismos de aceleración no siguen un modelo definido. La radiación cósmica es casi isotrópica cuando llega a las cercanías de la magnetosfera. Sin embargo, debido a que la radiación se asocia con el campo magnético terrestre, la isotropía no se mantiene [Bind75].

2. Efectos en los aparatos electrónicos, órdenes de magnitud

Los eventos producidos en el espacio son atribuibles casi siempre a partículas atrapadas en cinturones de radiación emitidos por las llamaradas solares.

Cálculo del TID (Total Ionising Dose)

Para calcular el TID en un componente, uno tiene que usar la curva que muestra la penetración a través de un material determinado en función del grosor del mismo. Esta curva se conoce como “dose profile curve” (en la figura 2.4 podemos ver un ejemplo de la misma). Así, en función de la localización del componente en el satélite y los materiales que lo protegen del espacio, se puede hallar el TID. Para ello se puede usar un método analítico o uno basado en una aproximación de Monte – Carlo.



Figura 2.4: Ejemplo Dose Profile Curve

Influencia de la órbita

En órbitas cercanas a la Tierra (LEO, entre 300 y 5000 km), la distribución media de partículas en el espacio es inhomogénea. El cinturón de radiación de electrones más exterior está cerca de la Tierra en latitudes grandes, y la región centrada en el Atlántico sur tiene un alto nivel de partículas atrapadas (electrones y protones). Así, un satélite situado en una órbita muy baja (300 km), soporta muy poca radiación, mientras que uno situado por encima de los 1400 km está expuesto a mucha radiación. La tabla 1 recoge la densidad de protones en diferentes escenarios, en los que comprobamos la importancia de la órbita, tanto su ángulo como su radio:

Misión Proton fluence (p/cm2)

Espacio profundo 1.7 x 1010 (debido a llamas solares)

LEO (98º, 705 km) 4 x 1010

LEO (28º, 600 km) 1.2 x 1010

Tabla 2.1: Densidad de protones en función de la órbita

En órbitas geoestacionarias (GEO, a 36000 km de altitud) y medias (MEO, entre 5000 y 36000 km), la principal fuente de radiación es debida al cinturón de electrones más exterior. Así, el TID en estas órbitas será menor que el que recibirá un satélite en órbitas que ronden los 1500 kms.



Por ejemplo, el TID de un satélite geoestacionario durante 18 años sobre 10 mm de aluminio es de 10 krad, mientras que para uno situado a 2000 km de altitud el TID al cabo de 5 años es de 300 krad.

Orden de magnitud: dependencia con la tecnología

El TID que los componentes electrónicos pueden soportar depende de la tecnología de fabricación de los mismos. La fabricación bipolar estándar es mejor que la CMOS estándar, y puede soportar TID de 10 a 100 krad. El AsGa es el menos sensible, pudiendo soportar TID por encima de 1 Mrad. Sin embargo, estas cifras deben ser tratadas con cuidado, puesto que hay muchos factores que pueden influir en los efectos del TID: la intensidad que circulaba durante la radiación, el tiempo que ha estado sometido a radiación…

2.1. Efectos de desplazamiento: origen, influencia en los dispositivos electrónicos, orden de magnitud

Las órbitas bajas por encima de 1400 km también están influenciadas por los efectos de los desplazamientos atómicos debidos a los protones atrapados. Este efecto, el cual es común en situaciones militares, era, al menos hasta ahora, ignorado en aplicaciones espaciales. Debido a que las nuevas órbitas están cada vez más localizadas en el anillo de protones, la industria espacial ha tenido que tener en cuenta los desplazamientos producidos por la inducción de protones y su inclusión en el análisis radiactivo. El efecto de desplazamiento se mide cuantitativamente por su NIEL (Non Ionising Energy Loss).

Figura 2.5: Efecto del desplazamiento lateral en un transistor pnp

Este efecto es casi independiente del grosor de la protección, y tiene que ser tenido en cuenta sobre todo en los grandes dispositivos analógicos [Rax99].



En la figura 2.5 podemos observar un ejemplo de cómo afecta este fenómeno a un transistor pnp típico cuando se irradia con protones de 50 MeV.

2.2. Efectos de iones pesados: origen, efectos en los dispositivos electrónicos y orden de magnitud

Cuando un ión pesado pasa a través de un material sigue una línea recta. Cuanto más pesado, más importante es la ionización que deja a su paso. Como se extrae de la figura 2.6, este efecto tiene mucha más relevancia en el funcionamiento del circuito que el impacto de protones en el mismo.

Medimos el efecto de los iones pesados por su transferencia lineal de energía, que es la energía de ionización que pierde por unidad de longitud. Es posible calcular el LET de varios iones con varias energías, y haciendo esto, obtenemos que el orden de magnitud del máximo LET es de 100 MeV cm2mg-1 [Johns00]. Cuando un ión pasa a través de la zona activa de un dispositivo electrónico deposita una carga a lo largo de su trayectoria, quedando ésta atrapada en el campo eléctrico del dispositivo. La corriente de iones asociada puede inducir ciertos efectos tales como: SEU (Single Event Upset), SEL (Single Event Latch-up), SEB (Single Event Burnout), SEGR (Single Event Gate Ruptura), SHE (Single Hard Error), que se explicarán en el siguiente capítulo.

Figura 2.6: Diferencias entre el efecto de los iones pesados y los protones cuando atraviesan

una unión p-n

Hay dos parámetros necesarios para cuantificar la vulnerabilidad de un dispositivo electrónico frente a los iones pesados. La primera es el umbral del LET, y la segunda es la sección atravesada. Si el LET es mayor que un cierto umbral, la energía depositada puede disparar el efecto. Además el dispositivo ofrece una sección que representa la probabilidad de un ión de golpear una



parte sensible del componente. Mientras más grande es la sección atravesada, más sensible es el dispositivo. Desde un punto de vista tecnológico, todos los tipos de tecnología pueden ser sensibles a SEE (Single Event Electron), pero es cierto que mientras mayor es el volumen activo, más sensible es el dispositivo. Esta es la razón por la cual la tecnología bipolar es más sensible que la MOS. El creciente uso de la electrónica en los sistemas a bordo y la integración de circuitos ha provocado que hoy día la tolerancia frente a los iones pesados sea de vital importancia a la hora de seleccionar componentes.

El medio se puede caracterizar por un nivel de LET, esto es, el número de iones para el que el LET es mayor que un LET dado. A la órbita GEO corresponde el mayor valor porque no se beneficia de la protección de la magnetosfera. A medida que la órbita decrece, a la vez que la inclinación de la misma, la protección de la magnetosfera es más efectiva y el flujo de rayos cósmicos decrece. Debido a este efecto, entre distintas órbitas puede haber varios órdenes de magnitud de diferencia.

2.3. Efectos de los protones: origen, efectos en los dispositivos electrónicos, orden de magnitud

La primera observación de SEU inducido por protones fue hecha en 1990. Así como para los iones pesados, podemos distinguir tanto efectos no destructivos (SEU), como destructivos (SEL, SEB). Además hay que distinguir entre efectos indirectos, debido a la interacción entre los protones incidentes y el núcleo del componente y efectos directos producidos por la ionización inducida por los protones dentro de un volumen sensible del dispositivo.

En base a diversos estudios, se demuestra que los protones rara vez pueden originar SEUs directamente en los dispositivos electrónicos, como se extrae de la figura 2.6. Sin embargo, la reacción nuclear de estas partículas con el silicio es posible y puede provocar bien la expulsión de núcleos residuales pesados, o bien la formación de dos iones de la misma masa, debido a la fragmentación del núcleo de silicio. Estos iones secundarios pueden causar SEEs.

Así como para los iones pesados, la magnetosfera ofrece una pantalla natural frente a los protones. Este “efecto pantalla” depende del tipo de órbita y del período. Por ejemplo, este efecto es más débil en las órbitas geoestacionarias y las bajas con mucha inclinación (áreas polares), pero muy fuerte en órbitas bajas con una inclinación pequeña. Además, el flujo de



protones, así como el flujo de iones pesados, es más débil durante períodos de máxima actividad solar.

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