Origine de la réduction de la durée de vie des photoporteurs dans le InGaAsP implanté à basse température

Un matériau semi-conducteur utilisé lors de la fabrication d’antennes térahertz (THz), le quaternaire InGaAsP (E_g = 0,79 eV), subit une implantation ionique de Fe suivi d’un recuit thermique rapide (RTA) dans le but d’améliorer ses propriétés d’émission. Le recuit est nécessaire afin de recristalliser la couche amorphisée lors de l’implantation, donnant lieu à un polycristal rempli de défauts de recristallisation. On constate cependant que les matériaux implantés Fe offrent de meilleures performances que ceux simplement endommagés au Ga. Dans le but de départager l’effet des défauts de recristallisation et des impuretés de Fe, des mesures de spectroscopie transitoire des niveaux profonds (DLTS) et de DLTS en courant (I-DLTS), ainsi que de spectrométrie de masse d’ions secondaires par temps de vol (ToF-SIMS) ont été effectuées sur des échantillons non implantés et d’autres recristallisés. Les mesures DLTS et I-DLTS ont pour but de caractériser les niveaux profonds générés par ces deux procédures postcroissance, tout en identifiant le rôle que jouent les impuretés de Fe sur la formation de ces niveaux profonds. De plus, le voisinage des atomes de Fe dans le matériau recristallisé a été étudié à l’aide des mesures ToF-SIMS. Les mesures DLTS sur matériau recristallisé sont peu concluantes, car la mesure de capacité est faussée par la haute résistivité du matériau. Par contre, les mesures I-DLTS sur matériau recristallisé ont permis de conclure que les impuretés de Fe sont responsables de la formation d’une grande variété de niveaux d’énergie se trouvant entre 0,25 et 0,40 eV, alors que les défauts de structure induisent des niveaux de moins de 0,25 eV. La concentration de Fe est élevée par rapport au seuil de solubilité du Fe dans le matériau recristallisé. Il serait donc plausible que des agrégats de Fe se forment. Toutefois, cette hypothèse est infirmée par l'absence de pic aux masses correspondant à la molécule ^(56)Fe_2^+ sur les spectres ToF-SIMS. De plus, un modèle simple est utilisé afin d’estimer si certaines masses présentes sur les spectres ToF-SIMS correspondent à des liaisons non induites par la mesure dans le matériau recristallisé. Bien qu’aucune liaison avec le Ga et l'As n’est détectable, ce modèle n’exclut pas la possibilité de liens préférentiels avec l’In.

Recherche et analyse d'étoiles naines blanches chimiquement stratiées dans le Sloan Digital Sky Survey

Ce mémoire présente une recherche détaillée et une analyse des étoiles naines blanches hybrides chimiquement stratifiées dans le Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Une seule étoile stratifiée, PG 1305-017, était connue avant notre recherche. L'objectif principal est de confirmer l'existence de plusieurs nouvelles étoiles stratifiées. Pour ce faire, il a fallu dans un premier temps développer une nouvelle génération de modèles d'atmosphère à partir de ceux de Bergeron et al. (1991) et Tremblay & Bergeron (2009). Nous y avons ajouté l'opacité de toutes les raies d'hélium et les calculs nécessaires pour tenir compte de la stratification chimique de l'atmosphère, où une mince quantité d’hydrogène flotte en équilibre diffusif au-dessus d’une enveloppe massive d’hélium. En parallèle, nous avons aussi calculé des modèles standards, chimiquement homogènes. Ensuite, nous avons sélectionné des naines blanches chaudes (Teff > 30,000 K) de type spectral hybride (traces d'hélium et d'hydrogène) parmi les ~38,000 naines blanches répertoriées dans le SDSS. Un total de 52 spectres d'étoile a été retenu dans notre échantillon final. La technique spectroscopique, c'est-à-dire l'ajustement des raies spectrales des modèles sur un spectre observé, a été appliquée à toutes les étoiles de notre échantillon. Nous avons ainsi mesuré la température effective, la gravité de surface et la composition chimique de l'atmosphère de ces étoiles. Par l'ajustement simultané de modèles stratifiés et homogènes, nous avons aussi pu déterminer si les étoiles étaient stratifiées ou non. Nous identifions ainsi 14 naines blanches stratifiées. Nous tirons de ces résultats plusieurs conclusions sur les processus physiques expliquant la présence d'hélium dans l'atmosphère.