馬興招，唐利斌，張玉平，左文彬，王善力，姬榮斌

〈綜述與評論〉

硅基BIB紅外探測器研究進展

馬興招1,2,3，唐利斌1,3，張玉平1,3，左文彬1,3，王善力1，姬榮斌1

（1. 昆明物理研究所，云南 昆明 650223；2. 云南大學 材料與能源學院，云南 昆明 650500；3. 云南省先進光電材料與器件重點實驗室，云南 昆明 650223）

以鍺基和硅基為主的阻擋雜質帶（blocked impurity band，BIB）紅外探測器的興起有力推進了紅外天文學的快速發(fā)展，其中硅基BIB紅外探測器在特定波長的航天航空領域有著不可替代的地位。國外對硅基BIB紅外探測器的研究已有40多年，以美國航空航天局（NASA）為主的科研機構已經(jīng)實現(xiàn)了硅基BIB紅外探測器在天文領域的諸多應用，而國內(nèi)對硅基BIB紅外探測器的研究尚處于起步階段。本文首先闡述了硅基BIB紅外探測器的工作原理，然后簡單概述了器件結構和制備工藝，并對不同類型的硅基BIB探測器的性能進行了對比分析，之后介紹了其在天文探測中的應用，最后對硅基BIB紅外探測器未來的發(fā)展進行了展望。

硅基阻擋雜質帶；紅外探測器；天文探測

0 引言

20世紀的兩次世界大戰(zhàn)有力促進目標探測技術的發(fā)展，使其實現(xiàn)了從可見光到γ射線、X射線、紫外線、紅外線和微波等全新觀測波段的跨越。太空中的許多物體幾乎都會以紅外波長發(fā)射其能量，并且在可見光下是不可見的。在某些情況下，由氣體和塵埃組成的天體云阻擋了更遙遠的物體發(fā)出的可見光，但紅外能量可以穿透這些云層?；谶@兩種前提，了解太空中物質的有效方法就是研究它們發(fā)出的紅外光。紅外天文探測技術對于追溯宇宙的形成與演化、探測暗物質和暗能量、探索恒星和星系的形成與演化、演算恒星的質量損失和恒星數(shù)量、尋找未知星球以及地外生命來說至關重要。

紅外探測器作為紅外天文觀測設備的核心部件，其發(fā)展的程度決定著紅外天文學的興衰[1]。紅外探測器陣列在天文學中的使用約始于20世紀80年代，經(jīng)過40多年的發(fā)展，天基和地基的紅外探測器越來越能適應低光學通量和低信號等級的天文深空探測的環(huán)境。目前，主流天文用紅外探測器在5mm以下的波段探測是采用HgCdTe（mercury cadmium telluride，MCT）或InSb紅外焦平面探測器，而5mm以上的波段探測是采用阻擋雜質帶（blocked impurity band, BIB）紅外焦平面探測器。

阻擋雜質帶探測器亦稱雜質帶電導（impurity band conduction, IBC）型探測器，可探測波長覆蓋5～300mm，被用于各種大型天基和地基探測平臺，大大提高了人類探測未知宇宙的能力，促進了紅外天文和相關科學探索的實施[2]。硅基BIB紅外探測器具有量子效率高、積分時間長、讀出噪聲低、暗電流低以及抗輻射能力強等優(yōu)點，相對于MCT探測器，BIB探測器具有更優(yōu)異的像素可操作性、響應均勻性和穩(wěn)定性。圖1對硅基BIB紅外探測器和其他類型紅外探測器的探測波長范圍和工作溫度進行了比較，結果表明硅基BIB探測器在特定條件的航天工程中具有不可替代的地位。美、日、歐等發(fā)達國家已將砷摻雜硅（Si:As）、銻摻雜硅（Si:Sb）和鎵摻雜硅（Si:Ga）等硅基BIB探測器用于紅外天文探測，其中Si:As BIB探測器在航天航空中的應用最為廣泛，起源太空望遠鏡技術計劃（The Origins Space Telescope Technology Plan）也將Si:As BIB陣列納入其發(fā)展規(guī)劃中[3]。我國的硅基BIB紅外探測器的發(fā)展尚處于研究起步階段，尚未實現(xiàn)硅基BIB探測器在天文衛(wèi)星上的使用。

圖1 硅基BIB紅外探測器與其他類型紅外探測器的探測波長范圍及工作溫度比較

1 硅基BIB紅外探測器的工作原理

1.1 非本征硅光電導探測器的工作原理

本征硅對于波長為1.1mm以上的光的吸收幾乎為零，而非本征硅則可以有效拓寬硅基紅外探測器的光譜響應范圍[4-6]。這主要是由于非本征硅中的雜質帶的引入會將帶隙分成兩部分，相當于變相減少了硅的禁帶寬度，從而帶來亞能帶光吸收增強的作用[7-8]。圖2(a)可以解釋中間帶增強紅外吸收和提高響應的機理。雜質帶結構可以起到類似于“階梯”的作用，先吸收一些能量低于帶隙能量但高于中間帶的較弱光子，載流子將會被激發(fā)到中間能帶上，然后再吸收另一個能量較低的弱光子，從而將載流子進一步激發(fā)到硅的導帶上。這樣一來，原本吸收一個高能量光子的過程，變?yōu)槲諆蓚€波長更長的低能光子，從而實現(xiàn)了對硅材料吸收波長限制的突破，提高了量子效率[9-10]。非本征硅的出現(xiàn)打破了本征硅吸收波長的限制，極大促進了航天用硅基紅外探測器的發(fā)展。然而，傳統(tǒng)的非本征硅光電導（extrinsic silicon photo-conduction，ESPC）紅外探測器在航天應用上也遇到一些困難，主要是在空間環(huán)境核輻射條件下的響應不穩(wěn)定。要減少核輻射就要減小探測器芯片的厚度，這會使得器件的量子效率降低。要保持高量子效率通常需要提高吸收雜質的摻雜濃度，而這又會引起暗電流的增加和光電導增益的降低等問題。此外，極高的摻雜濃度會使得雜質帶效應更加顯著，“跳躍電導”引起的噪聲進一步增加，嚴重影響探測器的性能[11]。

1.2 BIB探測器的工作原理

BIB探測器巧妙地利用重摻雜半導體材料中雜質帶內(nèi)的跳躍導電機制，在兩平行電極之間夾了一層高摻雜吸收層和一層本征的或者低摻雜的阻擋層。所以，BIB探測器不僅能像傳統(tǒng)的ESPC探測器一樣實現(xiàn)帶隙中雜質能級的光激發(fā)，而且能夠收集兩種載流子，即連續(xù)介質中的載流子和“跳躍”雜質帶中的載流子，這一特性極大地降低了探測器的復合噪聲，使得BIB探測器更適合應用于航天場景，較理想地解決了傳統(tǒng)的ESPC探測器的問題。由于阻擋層的存在，BIB探測器的工作原理不遵循傳統(tǒng)的光導體模型，它們的行為更接近反偏光電二極管，不同點是BIB探測器的電子的光激發(fā)發(fā)生在施主雜質和導電帶之間。盡管紅外吸收層是進行了n型重摻雜的，但仍然存在極低濃度的殘余受主雜質。在熱平衡條件下，這些殘余受主雜質將全部電離。在未施加外加電場時，為了滿足整體電中性的條件，則要求存在相同濃度的電離施主。而進行了重摻雜的紅外吸收層又會使電離施主位點之間的間距足夠小，與電離施主（D+電荷）相關聯(lián)的電荷可以從紅外吸收層的一個位點跳躍到另一個位點。這種效應是由于電子從近鄰中性供體隧穿到電離供體而發(fā)生的，凈結果是D+電荷沿與電子運動相反的方向移動。這種隧穿所需的時間取決于供體間距離，例如，在As摻雜硅中，對于小于100?的距離，計算出的隧穿時間短于0.1ns，對于大于300?的距離，計算出的隧穿時間長達數(shù)秒。此種效應導致紅外吸收層中的D+電荷是可以移動的，并且能夠傳輸電荷而無需將電子輸運到導帶，即D+電荷的傳輸發(fā)生在“雜質帶”中。在施加正偏壓時，內(nèi)部建立起電場，預先存在的D+被抽出，而本征阻擋層中的供體間的平均距離大于500 ?，因此，D+電荷在阻塞層中不可移動。值得注意的是，阻擋層并不妨礙導電帶中的電子的運動，其僅影響D+電荷傳輸。

在沒有對探測器進行紅外輻射的情況下，在透明電極上施加正偏壓，可以驅使紅外吸收層中預先存在的D+電荷向襯底移動，而阻擋層將阻止新的D+電荷的注入，這樣就形成了一個D+電荷的耗盡區(qū)，耗盡區(qū)的寬度取決于偏壓和殘余受主濃度的大小。由于電離的受主電荷是不可以移動的，負的空間電荷將保留在耗盡層中，電場在阻擋層處最大，且隨著紅外吸收層深度的增加而降低，其關系如泊松方程：

式中：為電場強度；為紅外吸收層深度；、0分別為高頻和靜態(tài)介電常數(shù)；為電荷密度；a為殘余受主濃度。假設存在足夠薄的本征阻擋層，則耗盡層的寬度為[11]：

式中：B為阻擋層厚度；b為外加電壓；a-為電離受主濃度。耗盡層的寬度定義了器件的吸收容量，因為僅在該區(qū)域中存在可感知的電場，所以光電流也僅產(chǎn)生于耗盡層中。

硅基BIB紅外探測器的工作原理如圖2(b)所示，當有紅外光照射時，紅外光通過透明襯底進行背照射，在重摻雜的Si:As紅外吸收層中，紅外光子將中性的As原子中的電子激發(fā)到導帶，導帶電子在耗盡層電場作用下漂移出吸收層，并穿過阻擋層由透明電極收集，而D+電荷借助跳躍導電機構向相反方向移動，最終被硅襯底上的電子中和[11]。由于紅外吸收層被D+電荷所耗盡，導帶下方?jīng)]有電子陷阱，因此電子收集效率非常高。同樣，由于在這種條件下的導電帶電子濃度幾乎為零，D+電荷的收集效率也相當高。

2 硅基BIB紅外探測器的結構及制備工藝

硅基BIB探測器在重摻雜的紅外吸收層和平面接觸層之間設置了一層未摻雜的本征硅，稱之為阻擋層。在適當?shù)牟僮鳁l件下，該層可以有效抑制暗電流而不會由于紅外吸收層中的中性雜質的光電離而阻礙電流的流動[12]。雷神公司[13]生產(chǎn)的Si:As IBC探測器，如圖2(c)所示，底部是對紅外光透明的硅襯底，并埋設透明電極。襯底之上是Si:As紅外活性層，其厚度為25～35mm?；钚詫又嫌杀菊鞴枳鳛樽钃鯇樱穸葹?～4mm。在陣列的一側設置了V形蝕刻槽，可以使埋藏電極產(chǎn)生偏置電壓，金屬涂層可以使其導電。Si:Sb BIB探測器的結構與Si:As BIB探測器類似，如圖2(d)所示，該探測器也是在對紅外光透明的硅襯底上進行生長的，采用離子注入并經(jīng)過退火處理制備的Sb層作為埋藏電極，其紅外吸收層是一層重摻雜的、外延沉積的Si:Sb層，最后，生長了一層未摻雜的硅層，作為阻擋層[14]。20世紀90年代初，Rockwell公司[15]開發(fā)了世界上首個背照射式Si:Sb BIB探測器陣列，其器件結構的如圖2(e)所示，他們通過化學氣相沉積（chemical vapor deposition，CVD）法獲得了具有高純度和高晶體質量的Si:Sb外延層，其厚度為17mm，施主濃度（d）和補償受主濃度（a）分別為4×1017cm－3和2×1012cm－3。該探測器的紅外吸收層中正偏壓下的電荷的平衡分布如圖2(f)所示，表明該區(qū)域已被電離施主（D+）所耗盡。

表1列舉了硅基BIB探測器的部分制備工藝參數(shù)，吸收層的重摻雜可通過多種方法實現(xiàn)，譬如可以采用在外延生長過程中引入摻雜，也可以采用離子注入、中子嬗變等方法進行摻雜。在外延之前先制備透紅外光的高電導電極層，這一電極層在焦平面陣列器件中作為所有像元的公共底電極。在吸收層上面采用外延方法沉積一層未摻雜的高純硅阻擋層，除了其導帶電子和價帶空穴外，該層不能產(chǎn)生其他顯著的電荷傳輸。在阻擋層表面采用離子注入制備一層高電導薄層，通過SiO2鈍化和開孔金屬化做成探測器的頂電極。通過刻蝕提供與公共埋入式透明電極的電接觸，并在每個探測器元件上形成銦柱，與多路復用器的輸入單元形成電接觸。

圖2 硅基BIB紅外探測器的結構和工作原理：(a) 非本征硅光電導探測器的工作原理示意圖[10]；(b) 硅基BIB紅外探測器的工作原理圖[11]；(c) Si:As BIB 紅外探測器結構示意圖[13]；(d) Si:Sb BIB紅外探測器的器件結構圖[14]；(e) 背照射式Si:Sb BIB探測器的結構示意圖，其中Nd為中性施主的密度，Nd+為電離施主的濃度，Na-為電離受主的濃度[15]；(f) Si:Sb BIB探測器的紅外吸收層在正的反偏電壓下的平衡電荷分布圖[15]

表1 硅基BIB紅外探測器的部分工藝參數(shù)

3 硅基BIB紅外探測器的性能

天文觀測的對象具有寬譜、低背景、弱信號的特點，這就要求天文用紅外探測器具有較寬的波段覆蓋、極高的靈敏度、長的積分時間和極低的暗電流。美國的Rockwell（現(xiàn)為Teledyne Imaging Sensors，TIS）、Boeing（現(xiàn)為DRS Technology）和雷神（Raytheon Vision Systems，RVS）等公司通過30年左右的研究，已開發(fā)出一系列應用于地基和天基天文探測的BIB紅外探測器，這些BIB探測器可以在較寬的波長范圍內(nèi)維持較高的量子效率和較低的暗電流，并且具有卓越的響應均勻性、操作性、穩(wěn)定性以及耐核輻射能力。表2列舉了這幾家公司生產(chǎn)的部分BIB紅外探測器的性能參數(shù)。

3.1 影響硅基BIB探測器光電性能的因素

BIB探測器的量子效率、暗電流及光電導增益等性能參數(shù)主要受測試環(huán)境和器件結構兩個因素的影響。其中，測試環(huán)境的影響主要為偏壓的大小、溫度的高低和先前輻照史等。器件結構的影響則主要體現(xiàn)在耗盡層的寬度上，而耗盡層寬度又是由補償受主濃度來決定的[11]。

Reynolds等[35]通過計算得出，增加耗盡層寬度可以使短波的量子效率得到提高。而降低補償受主濃度，則使得耗盡層擴展到整個外延吸收層，可以使得量子效率達到極大值。從公式(2)可以看出，耗盡層寬度隨外加電壓的增大而增大，隨著殘余受主濃度增加而降低。因此為了提高量子效率，需要給探測器施加更高的偏壓，同時盡可能降低殘余受主濃度。然而，根據(jù)Poole-Frenkel效應，更大的電場會有效降低熱電離能，導致暗電流升高，于是需要使探測器保持更低的工作溫度。

對于信號微弱的紅外天文探測來說，先前輻照史對于BIB探測器的性能具有不利影響。BIB探測器優(yōu)良的抗輻射能力是其應用于天基天文探測的一大優(yōu)勢，其耐輻射性比傳統(tǒng)的非ESPC探測器至少高出一個數(shù)量級[36]。這是由于非本征光電導探測器具有相對較大的橫截面積，易導致輻射誘導的電離脈沖的產(chǎn)生，因此即使是劑量相對較小的輻射，ESPC探測器也會產(chǎn)生較高的響應。而BIB探測器的紅外吸收層很薄，且其平均投影面積小于ESPC探測器，所以電離脈沖產(chǎn)生的幾率大大減小。但是BIB探測器并不能徹底解決輻射干擾問題，噴氣推進實驗室（Jet Propulsion Laboratory，JPL）通過實驗表明熱退火可以一定程度消除核輻射損失和隱藏的圖像，進而降低核輻射對BIB器件暗電流和響應率的影響[37]。

3.2 各種硅基BIB紅外探測器的光電性能

Si:As BIB探測器在中長波紅外（medium-long wave infrared，MLWIR）光譜區(qū)域（3～28mm）顯示出高靈敏度、高量子效率、寬頻率響應、低光學串擾、耐核輻射以及穩(wěn)定和可預測的性能[19]。RVS研究人員[38]使用專用的紅外光譜儀、CV分析儀和低溫杜瓦裝置（如圖3(a)所示）測量了其公司生產(chǎn)的Si:As IBC探測器的量子效率和暗電流等性能參數(shù)。量子效率的測試及計算結果如圖3(b)所示，在5～28mm的波長范圍內(nèi)，該探測器都能保持較高的量子效率。6個不同型號的Si:As IBC探測器的暗電流的測試結果如圖3(c)所示，在0～－4V的負偏壓范圍內(nèi)，暗電流隨著偏壓的增大而呈線性增大，最小暗流低至1.0×10－13A/cm2，最大暗電流不超過1.0×10－6A/cm2。

由于Sb在硅中的摻雜深度比As更淺，Si:Sb BIB探測器對更長的波長、更弱的光子要更敏感，其暗電流和光學性能可與高性能低通量Si:As BIB探測器相媲美，同時保持Si:Sb探測器特有的長波長響應（15～40mm）。DRS的研究人員[14]測試了Si:Sb BIB探測器的量子效率和暗電流等性能，其封裝好的器件照片如圖3(d)所示。從量子效率測試結果圖3(e)中可以看出，Si:Sb BIB探測器即使在大于30mm的波長下，也具有不錯的量子效率，峰值量子效率達到了70%左右。5～12K的溫度范圍內(nèi)的暗電流的測試結果如圖3(f)所示，在1.5V偏壓和5K的溫度下，其暗電流小于1 e-/s。

Si:P是Si:As BIB探測器擴展探測波段的一種可行的替代材料，由于磷原子在硅基體中的雜質能級比砷原子略淺，所以Si:P BIB的截止波長約為35mm，超過了Si:As的28mm，將Si:P探測器的波長擴展到75mm以上可能相對更容易。Liao等[39]測試了一種離子注入型Si:P BIB探測器的光電流譜，如圖3(g)所示，Si:P BIB探測器的響應在波長為30mm處下降得很低，但該探測器在大約32mm處再次達到峰值響應。其截止波長約為35mm，但是其光電流在36.2mm處又出現(xiàn)了一個較小的尖峰，這些尖峰的出現(xiàn)和P原子的軌道雜化的轉變有一定的關系，表明Si:P BIB結構具有拓寬光譜響應的巨大潛力。

相較于Si:As BIB探測器來說，Si:Ga BIB探測器探測波長范圍較小（僅為5～17mm）且量子效率較低。1999年，Hogue等[40]測量了Si:Ga BIB探測器的量子效率，如圖3(h)藍色曲線所示，其峰值量子效率約為35%，遠低于相同結構的Si:As BIB探測器（紅色曲線）。然而，Si:As BIB探測器要想維持良好的性能，其工作溫度需要維持在10K以下，而Si:Ga BIB探測器可以在更高的溫度下工作，運行條件沒有Si:As BIB探測器那么苛刻。圖3(i)比較了Si:Ga BIB探測器與長波長碲鎘汞（LWMCT）探測器的暗電流性能，30K的溫度下運行的Si:Ga BIB探測器的暗電流遠低于40K溫度下運行的LWMCT探測器。

4 硅基BIB紅外探測器的國內(nèi)外研究現(xiàn)狀不足

硅基紅外探測器在天文上的應用是從ESPC探測器開始的，ESPC探測器開發(fā)始于20世紀80年代初的Hughes Aircraft Carlsbad研究中心，最初的開發(fā)重點是使用Si:In和Si:Ga作為探測器材料的非本征光導體[41]。隨著紅外天文觀測對探測器性能要求的不斷提高，傳統(tǒng)的非本征硅紅外探測器在應用過程遇到的技術瓶頸也日益凸顯，迫切需要突破，主要表現(xiàn)在以下兩方面：一是非本征紅外探測器的非線性行為。在低紅外背景下，ESPC探測器的響應取決于一些復雜的和不可預測的因素，如溫度、信號通量、信號頻率和核輻射等，光電導信號表現(xiàn)出的非線性為后期的光度校準也帶來了很大的困難[41]。二是器件厚度限制。為了提高ESPC的耐輻射性，需要減小其器件厚度從而減小其暴露在宇宙輻射中的體積[35]。然而，已有研究表明，在不犧牲性能的情況下，用于ESPC的傳統(tǒng)光電導體的厚度不能比100mm薄很多。原因是在較薄的探測器中要維持較高的量子效率就必須增加摻雜濃度，但是較高的摻雜濃度會增加器件暗電流，從而降低光電導增益[11]。BIB探測器通過巧妙利用與雜質帶相關的跳躍電導的缺失效應，有效突破了非本征硅探測器的一些限制。BIB探測器具有更小的光電串擾和更高響應均勻性，更小的橫截面積以降低空間輻射效應，在高偏差時沒有非線性和異常瞬態(tài)響應。此外，由于阻擋層的存在，阻斷了雜質帶內(nèi)暗電流的傳導，BIB探測器實現(xiàn)了在允許高摻雜濃度的同時，保持較低的暗電流。隨著BIB探測器的發(fā)展，非本征光電導的方式被迅速取代。

4.1 國外硅基BIB紅外探測器研究

硅基BIB紅外探測器由美國的Rockwell公司開發(fā)，并由DRS和雷神公司進行發(fā)展。1977年，美國的Petroff和Stapelbroek在Rockwell科學中心首次提出了阻擋雜質帶的概念，并指出由器件的吸收層和阻擋層來分別實現(xiàn)光學的有效吸收和保持電學的高阻[2]。1979年，為了降低核輻射對非本征硅紅外焦平面陣列的影響，該團隊發(fā)明了世界上第一個硅基BIB紅外探測器[11]。經(jīng)過40多年的發(fā)展，BIB探測器已實現(xiàn)了從低光學通量到高光學通量、從小規(guī)格陣列到大規(guī)格陣列和大像元尺寸到小像元尺寸的發(fā)展，其主要發(fā)展歷程如圖4所示。

1984年，Petroff和Stapelbroek報道了世界上第一個Si:As背照射BIB/SWIFET混合焦平面陣列[42]。隨著這項技術的成熟，Rockwell公司[43-46]相繼制備出10×50、20×64、8×192、12×192和128×128等多種像素規(guī)格的BIB/SWIFET混合焦平面陣列，圖5(a)展示了128×128 Si:As長波紅外焦平面陣列組件。2005年，DRS公司和JPL[47-49]共同研發(fā)了首個1024×1024 Si:As BIB探測器，圖5(b)～(d)分別為該探測器的焦平面芯片、百萬像素陣列多路復用器及晶圓圖像。其焦平面的封裝如圖5(e)所示，用于5～28mm的地基和天基天文觀測。

雷神公司[46,50-51]自20世紀80年代中期開始開發(fā)Si:As IBC探測器陣列，256×256的IBC紅外傳感器芯片主要應用于斯皮策太空望遠鏡上的紅外陣列相機（IRAC），其航天封裝如圖5(f)所示。而1024×1024的IBC紅外傳感器芯片（如圖5(g)所示），則主要應用于詹姆斯韋伯太空望遠鏡的中紅外設備上。圖5(h)展示了RVS公司生產(chǎn)的1024×1024的SB-291紅外傳感器芯片的讀出電路。上述這些陣列在6～26mm的波長范圍內(nèi)量子效率約為50%，可用的光譜響應范圍為2～28mm，為天基和地基的天文工作提供了一個進入宇宙的重要窗口[13]。目前，雷神公司的Si:As IBC陣列正在朝著更低開發(fā)成本、更大的像素規(guī)格的方向發(fā)展[52]。

20世紀90年代初，Rockwell公司開發(fā)了世界上首個Si:Sb BIB探測器陣列，器件在7 K工作溫度下達到了32A/W（30mm）的峰值響應率[15]。經(jīng)過30年左右的時間，Si:Sb BIB紅外探測器也從起初的128×128陣列規(guī)格發(fā)展至1024×1024的陣列規(guī)格，圖5(i)是由雙側可粘扣的HF1024 Si:As和Si:Sb焦平面可以拼接組成2048×2048的焦平面陣列[53-56]。對于響應截止波長為40mm的紅外探測器來說，Si:Sb BIB探測器陣列可以說是目前最成熟的技術。高摻雜的紅外活性層雖然會在一定程度上增加40mm內(nèi)的響應，但是以增加暗電流為代價的，這是研究人員需要解決的問題。

當前，天文用硅基BIB紅外探測器的發(fā)展還存在以下挑戰(zhàn)：

①國外硅基BIB紅外探測器的最大焦平面陣列仍局限在1k×1k。發(fā)展更大規(guī)格的硅基BIB焦平面需要良好的材料均勻性和大面積橫向均勻性，而且對工藝的要求更高；

②用于天文探測的硅基BIB紅外探測器的工作溫度極低，當制冷劑液氦耗盡時，探測器性能會急劇降低，導致探測器的有效工作時間也縮短；

③雖然已有研究表明退火處理可以在一定程度降低輻射對BIB探測器暗電流的影響，但是熱處理一方面會使得雜質熱電離，導致載流子濃度降低，影響探測器的性能。另一方面，頻繁的熱退火也會降低器件的壽命；

④硅基BIB紅外探測器的截止波長在40mm以內(nèi)，而大于40mm波段是遠紅外探測的重要窗口，拓寬硅基BIB探測器的光譜響應范圍，對于紅外天文探測具有重大意義。盡管Ge基和GaAs基BIB探測器能探測的波長比Si基BIB探測器更長，但是其器件生產(chǎn)成本更高、器件制作難度也更大。目前采取的擴展響應波長的方法主要為增加吸收層的摻雜濃度，然而，過高的摻雜也會導致雜質帶與導帶簡并，造成器件的擊穿，所以拓展其光譜響應范圍難度較大，仍需進一步探索。

4.2 國內(nèi)硅基BIB紅外探測器研究

雖然歐、美、日等發(fā)達國家早已將BIB探測器投入到天文應用中，但是我國BIB探測器的開發(fā)工作尚處于起步階段，距離應用仍有很大一段路要走。中科院上海技術物理研究所和中國電子科技集團公司第五十研究所等機構對硅基BIB探測器進行了大量研究，并取得顯著進步。2013年，廖開升等[57]通過選擇性離子注入摻雜硅襯底，制備了用于遠紅外和太赫茲輻射檢測的平面型Si:P BIB探測器。其器件結構如圖6(a)所示，利用光刻膠作為掩膜，往硅襯底中的特定位置分別注入不同濃度的P離子作為吸收層和接觸層。離子注入后，使用快速熱退火（rapid thermal annealing，RTA）技術（950℃，100 s）激活摻雜原子并修復離子注入導致的晶格損傷。接著采用等離子增強化學氣相沉積（plasma enhanced chemical vapor deposition，PECVD）沉積一層SiN作為鈍化層。最后，采用電子束蒸發(fā)鍍上一層鋁電極并與接觸層相接。在450℃的溫度下進行熔爐退火30min后器件制作完成。在5K的測量溫度下，暗電流密度低于10－4A/cm2。小偏置電壓（1V）下，觀察到線性黑體響應，峰值響應率為0.8A/W。光電流譜在27.3mm處出現(xiàn)響應峰，并延伸到40mm。這是國內(nèi)報道的第一個Si:P BIB探測器，為制造遠紅外和太赫茲輻射檢測的Si:P BIB探測器提供了一種簡便的方法。

此后，上海技術物理研究所對Si:P BIB探測器的結構不斷進行優(yōu)化。戴寧課題組[58]采用離子注入和外延生長相結合的方法，制備了垂直型（也稱臺面型）Si:P BIB探測器，其器件結構如圖6(b)所示。首先，采用離子注入的方法往硅襯底中摻雜P作為底接觸層，然后采用化學氣相沉積的方法在底接觸層上生長吸收層和阻擋層。吸收層和阻擋層的厚度分別為18mm和7mm，吸收層中的P濃度達到3.5×1017cm－3。在沉積鈍化層并打開窗口后，通過濕法蝕刻形成12mm深的V形槽。最后，在V形槽上沉積了一層鋁，作為底部和頂部的電極。該探測器在不同溫度下的光譜響應測量結果如圖6(c)所示，在圖6(c)中所示的不同溫度下，該探測器的響應都在35mm的波長處截止，且在24mm和32mm出現(xiàn)響應峰。2019年，浙江大學[59]設計和制造了具有鋁周期空穴結構（periodic hole structure，PHS）的硅基BIB太赫茲探測器，其器件結構如圖6(d)所示。將具有不同的周期性孔結構的探測器與參考裝置進行了光譜響應的對比，結果如圖6(e)所示，證明了該結構具有調制光譜響應的作用。2022年，戴寧課題組[60]在Si:P BIB器件結構的基礎上，采用分子束外延（molecular beam epitaxy，MBE）和離子注入相結合的方法制備了Si:Ga BIB紅外探測器，圖6(f)為該器件不同功能層的結構示意圖，詳細展示了各層的厚度和電阻率。圖6(g)是該探測器在不同溫度下的光譜響應測試結果，在2.5～20mm的波長范圍內(nèi)都具有比較均勻的響應。中國電子科技集團公司第五十研究所在Si:P BIB探測器領域也取得了不俗成果。2021年，王曉東課題組[61]報道了一種基于金屬光柵/硅基BIB雜化結構的新型太赫茲探測器，其器件原理如圖6(h)所示，在Si:P BIB探測器的阻擋層之上增加了一層具有特定周期的金屬光柵。實驗表明，有金屬光柵的器件的光吸收率比無金屬光柵的器件高178%，有金屬光柵的器件的光譜響應比沒有金屬光柵的器件高出223%（如圖6(i)所示）。

當然，我國硅基BIB紅外探測器的發(fā)展還存在如下困難：

①對BIB器件的物理模型及關鍵機理的認識有所欠缺：雖然國外對BIB探測器相關成果有所報道，然而大多以綜述為主，關于器件物理模型和實際工藝路線的公開報道極為罕見。在深低溫條件下的BIB器件物理模型尚未得到全面的了解，需要開展更多的工作來驗證BIB器件的低溫能帶和輸運特性[62]。

②探索最佳的BIB器件制作工藝也遇到了困難：離子注入具有工藝路線簡單、注入劑量精確可控等優(yōu)點，然而由于受限于離子注入能量，注入深度太淺，制備的橫向結構注入型阻擋雜質帶紅外探測器件性能表現(xiàn)一般。此外，高能量大劑量的離子注入會損傷晶格襯底，引入大量的缺陷，盡管后期可通過快速退火工藝修復損傷晶格，但不易做到完全恢復。硅外延生長技術制備阻擋雜質帶結構薄膜具有生長材料質量量好，在外延生長的同時保持對摻雜雜質種類、摻雜濃度及外延層厚度的靈活控制，可顯著提升吸收層體積等優(yōu)點，從而可以大幅提高器件性能。然而，外延法需要生長兩層硅外延薄膜，重摻雜的吸收層和高純本征層，其工藝相對復雜，且由于在生長過程中吸收層的摻雜雜質容易外擴散至本征阻擋層，使得外延法生長的阻擋層純度不夠高，電阻率偏低。

表2 國外公司生產(chǎn)的硅基BIB紅外探測器的性能參數(shù)

圖3 硅基BIB紅外探測器的性能：(a) 用于Si:As IBC探測器輻射測試的低溫杜瓦裝置[38]；(b) 測試及計算得到的Si:As IBC探測器的響應量子效率曲線[38]；(c) Si:As IBC探測器的I-V測試曲線[38]；(d) 金屬管殼封裝的Si:Sb BIB探測器[14]；(e) Si:Sb BIB探測器的光譜量子效率曲線[14]；(f) Si:Sb BIB探測器的暗電流與溫度的關系[14]；(g) Si:P BIB器件的PC光譜與遠紅外背景光譜，以及響應峰的指定[39]；(h) Si:Ga BIB探測器的光譜量子效率[40]；(i) Si:Ga BIB探測器與長波碲鎘汞探測器的暗電流對比[40]

圖4 天文用硅基BIB紅外探測器的發(fā)展歷程

圖5 國外硅基BIB紅外探測器的研究進展：(a) 空間紅外望遠鏡設備(SIRTF)上的128×128長波長紅外焦平面組件[29]；(b) DRS公司的HF1024焦平面陣列，封裝在84針無鉛芯片載體上[40]；(c) 百萬像素中紅外陣列裸多路復用器[54]；(d) 無摻雜單晶襯底晶圓[54]；(e) Si:As BIB焦平面陣列的封裝[55]；(f) 256×256 Si:As IBC陣列及其航天封裝[57]；(g) 1024×1024 Si:As IBC陣列的紅外傳感器芯片[53]；(h) 1024×1024 Si:As IBC陣列的讀出電路[58]；(i) 由雙側可粘扣的HF1024 Si:As和Si:Sb焦平面陣列組成的2048×2048焦平面陣列，像元間距為18 μm[40]

圖6 國內(nèi)硅基BIB紅外探測器的研究進展：(a) 平面型Si:P BIB探測器結構示意圖[65]；(b) 垂直型Si:P BIB探測器模型[58]；(c) Si:P BIB探測器在2V偏壓和不同溫度下的響應光譜[58]；(d) 等離子體調諧太赫茲探測器橫截面示意圖[59]；(e) 不同周期性孔結構（PHSs）的Si:P BIB探測器的歸一化光電流譜[59]；(f) Si:Ga BIB探測器在不同功能區(qū)上的層狀材料結構示意圖[60]；(g) Si:Ga BIB探測器不同溫度下的響應譜[60]；(h) 金屬光柵/硅基BIB太赫茲探測器的工作原理圖[61]；(i) 有金屬光柵的器件（參數(shù)：p=7mm，d=5mm，DR=2/7）與無金屬光柵的器件的實驗光譜響應對比[61]

③限制我國BIB探測器發(fā)展的關鍵技術主要有：半導體材料外延技術、深低溫致冷技術、低溫焦平面讀出電路技術和低溫制冷技術、高靈敏度紅外探測器技術、低溫冷光學技術等未獲得突破，現(xiàn)有儀器和關鍵元部件的性能指標達不到天文探測的要求。

5 硅基BIB紅外探測器在天文探測中的應用

硅基BIB探測器自開發(fā)以來一直被選用于太空科學任務的紅外波段探測，其中Si:As和Si:Sb BIB焦平面陣列的峰值量子效率分別超過50%和30%，已被成功應用于在諸多儀器上進行天基和地基的天文觀測[63]。

5.1 Si:As BIB紅外探測器

20世紀末期，Si:As BIB探測器解決了對低噪聲、耐輻射的中紅外探測的需求，用于從太空進行防御監(jiān)視，Si:As BIB焦平面陣列也被波音公司用于國家導彈防御地基攔截器（ground-based interceptor，GBI），并在綜合飛行測試實驗（integrated flight test 1A）中測試成功[63]。1983年發(fā)射的紅外天文衛(wèi)星（infrared astronomical satellite，IRAS）就已使用了離散的Si:As和Si:Sb BIB探測器，進行5～40mm波段的探測[64]。

進入21世紀，以NASA等為代表的機構將Si:As BIB探測器廣泛應用于紅外天文探測。NASA于2003年發(fā)射了斯皮策太空望遠鏡（如圖7(a)所示），斯皮策太空望遠鏡裝配了128×128和256×256 Si:As BIB焦平面陣列用于特定波段的成像，圖7(b)是斯皮策太空望遠鏡觀察到的“紅蝴蝶”星系，該望遠鏡已于2020年1月31日正式退役[65]。2009年12月14日，廣域紅外巡天探測器（Wide-field infrared survey explorer，WISE）于加利福尼亞州中部的范登堡空軍基地上空發(fā)射升空，該探測器上裝備了1024×1024 Si:As BIB紅外焦平面陣列[66]。截止2011年初，WISE已經(jīng)以紅外光對整個太空進行了兩次掃描，拍攝了十億個物體中的3/4的照片，包括遙遠的星系，恒星和小行星，圖7(c)是WISE捕捉的最古老的超新星RCW86。2011年，NASA發(fā)射了AQUARIUS/SAC-D航天器，如圖7(d)所示，NASA使用AQUARIUS首次在太空測量海洋表面鹽度。2014年，NASA的平流層天臺（Stratospheric observatory for infrared astronomy，）（如圖7(e)所示），作為一個機載天文臺，它的移動性使研究人員能夠從世界上幾乎任何地方進行觀測，圖7(f)是SOFIA捕捉的恒星合并的快照，該天文臺已于2022年9月30日前退役。2021年，NASA發(fā)射了詹姆斯·韋伯太空望遠鏡（The James Webb space telescope，JWST），如圖7(g)所示，JWST同樣裝備了1024×1024 Si:As BIB紅外焦平面陣列用于特定紅外波段的成像[67]。2022年，7月12日，NASA公布了由韋伯望遠鏡的近紅外照相機捕捉的首個全彩色圖像和光譜數(shù)據(jù)，該圖像展示了46億年前出現(xiàn)的星系團SMACS0723的細節(jié)（如圖7(h)所示），是迄今為止人類拍攝到的宇宙最深處的清晰度最高的紅外圖像。

5.2 Si:Sb BIB紅外探測器

Si:Sb混合焦平面陣列的首個應用是在銀河系核心（38.5mm）和獵戶座星云（37mm）成像[68]。1993年，美國康奈爾大學在美國宇航局的贊助下，開發(fā)了一個廣域中紅外攝像機KWIC，用于柯伊伯空中傳播天文臺（Kuiper Airborne Observatory，KAO）。KWIC通過使用由Rockwell公司開發(fā)的128×128像素的Si:Sb BIB陣列，在18～44mm的波段上實現(xiàn)了最高的空間分辨率（5～10′′）[61]。

20世紀初，Si:Sb BIB探測器陣列在NASA主導的航天項目中得到發(fā)展，Si:Sb 128×128像素陣列是為斯皮策空間望遠鏡（the Spitzer Space Telescope）而開發(fā)的，256×256像素陣列可以應用于SOFIA，而1024×1024陣列則是為應用于WISE和地基望遠鏡而開發(fā)的[69]。2003年，美國康奈爾大學設計了暗物體紅外照相機，并應用于SOFIA。使用了DRS公司生產(chǎn)的256×256 Si:Sb BIB探測器陣列進行25～40mm遠紅外波段的成像[30]。

5.3 其它硅基BIB紅外探測器

1989年，宇宙背景探測者（Cosmic Background Explorer，COBE）發(fā)射升空，首次裝備了兩個基于BIB結構的Si:Ga探測器，用于12～25mm波段信號的探測[70]，圖7(i)為COBE衛(wèi)星在太空中運行時的示意圖。

在商業(yè)化程度已很高的微電子行業(yè)中，集成電路的N型摻雜多采用Si:P，硅材料中此類摻雜技術已非常成熟，所以Si:P很快也被運用到BIB器件上，并獲得截止波長為34mm的優(yōu)良性能[29]。此外，Si:B在BIB探測器中也有應用，1999年，美國半導體物理所的Asadauskas等[11]報道了Si:B BIB探測器的結構。2008年Rauter等[71]報道了Si:B BIB的太赫茲探測器。然而，國內(nèi)外均未報道過Si:P和Si:B BIB探測器在天文學中的應用。

圖7 硅基BIB紅外探測器的天文應用[72]：(a) 斯皮策太空望遠鏡；(b) 斯皮策太空望遠鏡觀測到的“紅蝴蝶”星系；(c) WISE捕捉的最古老的超新星RCW 86的圖像；(d) 水瓶座/SAC-D航天探測器；(e) 平流層天文臺；(f)平流層天文臺捕捉的恒星合并的快照；(g) 詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（JWST）；(h) JWST的近紅外照相機捕捉的第一張全彩圖像；(i) COBE在太空中運行的示意圖

6 總結與展望

在各種紅外探測器中，BIB探測器由于其低暗電流、高量子效率和優(yōu)異的耐輻射性，已經(jīng)成為中遠紅外天文觀測的最優(yōu)選擇。而硅基BIB探測器的獨特優(yōu)勢在于低成本的材料、成熟的半導體制造工藝、與CMOS工藝的兼容性及其在遠紅外波段的探測能力。硅基BIB紅外探測器未來是向著更大的焦平面陣列、更小的像元尺寸、更強的抗輻射能力和更高探測效率去發(fā)展的。近些年來隨著我國航空航天事業(yè)的迅速發(fā)展，對于高性能光子探測器的需求也越來越迫切。由于BIB探測器應用的領域比較特殊，為打破發(fā)達國家長期以來對我國長波紅外探測器關鍵核心技術的封鎖，滿足天文物理、生命科學、航空航天和國防等領域對長波紅外探測器的迫切需求，必須加大對深低溫制冷技術和硅外延生長技術的突破力度，同時探索設備成本更低、工藝路線更簡單的制備技術，以降低硅基BIB探測器的研發(fā)門檻，這樣更有利于提高該領域的研究深度。此外，為了獲得高性能的硅基BIB探測器，目前主流的制備技術仍以外延生長法為主，但是外延生長存在自摻雜和外擴散現(xiàn)象，都會影響雜質在襯底和外延層之間的過渡。所以，為了實現(xiàn)高純度的阻擋層和高質量的吸收層，必須解決材料生長方面的挑戰(zhàn)，包括抑制界面相互擴散和控制少數(shù)摻雜污染等。

[1] McCreight C R, McKelvey M E, Goebel J H, et al. Detector arrays for low-background space infrared astronomy[C]//,, and, 1986, 686: 66-75.

[2] Szmulowicz F, Madarasz F L. Blocked impurity band detectors—an analytical model: figures of merit[J]., 1987, 62(6): 2533-2540.

[3] Battersby C, Armus L, Bergin E, et al. The origins space telescope[J]., 2018, 2(8): 596-599.

[4] 劉恩科, 朱秉升, 羅晉生. 半導體物理學: 7版[M]. 北京: 電子工業(yè)出版社, 2017.

LIU Enke, ZHU Bingsheng, LUO Jingsheng.: 7th Edition[M]. Beijing: Publishing House of Electronics Industry, 2017.

[5] CHEN H C, LIN C C, HAN H W, et al. Enhanced efficiency for c-Si solar cell with nanopillar array via quantum dots layers[J]., 2011, 19(105): A1141-A1147.

[6] JUANG J Y, ZHOU K, BANG J H, et al. Improved photovoltaic performance of Si nanowire solar cells integrated with ZnSe quantum dots[J]., 2012, 116(23): 12409-12414.

[7] WU C, Crouch C H, ZHAO L, et al. Near-unity below-band-gap absorption by microstructured silicon[J]., 2001, 78(13): 1850-1852.

[8] Crouch C, Carey J, Shen M, et al. Infrared absorption by sulfur-doped silicon formed by femtosecond laser irradiation[J]., 2004, 79: 1635-1641.

[9] ZHANG T, Ahmad W, LIU B, et al. Broadband infrared response of sulfur hyperdoped silicon under femtosecond laser irradiation[J]., 2017, 196: 16-19.

[10] 王占國, 鄭有炓. 半導體材料研究進展[M]. 北京: 高等教育出版社, 2012.

WANG Zhanguo, ZHENG Youliao.[M]. Beijing: Publishing House of Higher Education, 2018.

[11] Petroff M D, Stapelbroek M G. Blocked Impurity Band Detectors: 4568 960[P]. U.S. Patent, 1986-02-04.

[12] Petroff M D, Stapelbroek M G. Responsivity and noise models of blocked impurity band detectors[C]//, 1984, 2.

[13] Rieke G H. Infrared detector arrays for astronomy[J]., 2007, 45: 77-115.

[14] Khalap V, Hogue H. Antimony-doped silicon blocked impurity band (BIB) arrays for low flux applications[C]/,,, 2012, 8512: 85120O.

[15] Huffman J E, Crouse A G, Halleck B L, et al. Si:Sb blocked impurity band detectors for infrared astronomy[J]., 1992, 72(1): 273-275.

[16] Asadauskas L, Brazis R, Leotin J. Optical phonon line in boron-doped silicon BIB structures[C]//, 1999, 297: 361-364.

[17] Hogue H H, Guptill M T, Monson J C, et al. Far-infrared blocked impurity band detector development[C]//XV, 2007, 6678: 63-73.

[18] Woods S I, Proctor J E, Jung T M, et al. Wideband infrared trap detector based upon doped silicon photocurrent devices[J]., 2018, 57(18): D82-D89.

[19] Stetson S B, Reynolds D B, Stapelbroek M G, et al. Design and performance of blocked-impurity-band detector focal plane arrays[C]//,,ys, 1986, 686: 48-65.

[20] Noel R A. Large-area blocked-impurity-band focal plane array development[C]II, 1992, 1685: 250-259.

[21] Lum N A, Asbrock J F, White R, et al. Low-noise, low-temperature 256′256 Si: As IBC staring FPA[C]//, 1993, 1946: 100-109.

[22] Suffis S, Caes M, Deliot P, et al. Characterization of 128′192 Si: Ga focal plane arrays: study of nonuniformity, stability of its correction, and application for the CRYSTAL camera[C]//V, 1998, 3379: 235-248.

[23] Matsuhara H. IRC: an infrared camera on board the IRIS[C]//, 1998, 3354: 915-921.

[24] Sohn E, Schneider E R, Cruz-Gonzales I, et al. Mid-infrared camera/ spectrograph for OAN/SPM[C]//, 1998, 3354: 822-824.

[25] McMurray Jr R E, Johnson R R, McCreight C R, et al. Si: As IBC array performance for SIRTF/IRAC[C]//VIII, 2000, 4131: 62-69.

[26] Deutsch L K, Hora J L, Adams J D, et al. MIRSI: a mid-infrared spectrometer and imager[C]//, 2003, 4841: 106-116.

[27] Ennico K A, McKelvey M E, McCreight C R, et al. Large format Si: As IBC array performance for NGST and future IR space telescope applications[C]//, 2003, 4850: 890-901.

[28] Ennico K A, Greene T P, McCreight C R, et al. Development and testing of a 1024′1024 pixel Si: As IBC detector for SOFIA-like applications [C]//II, 2003, 4857: 155-165.

[29] Hogue H H, Guptill M L, Reynolds D, et al. Space mid-IR detectors from DRS[C]//, 2003, 4850: 880-889.

[30] Adams J D, Herter T L, Keller L D, et al. Testing of mid-infrared detector arrays for FORCAST[C]//, 2004, 5499: 442-451.

[31] Love P J, Hoffman A W, Lum N A, et al. 1024′1024 Si: As IBC detector arrays for JWST MIRI[C]//II, 2005, 5902: 58-66.

[32] Mainzer A K, Hong J, Stapelbroek M G, et al. A new large-well 1024′1024 Si: As detector for the mid-infrared[C]//, 2005, 5881: 253-260.

[33] Mainzer A, Larsen M, Stapelbroek M G, et al. Characterization of flight detector arrays for the wide-field infrared survey explorer[C]//,,III, 2008, 7021: 302-313.

[34] Ives D, Finger G, Jakob G, et al. AQUARIUS: the next generation mid-IR detector for ground-based astronomy[C]//,,V, 2012, 8453: 296-308.

[35] Reynolds D B, Seib D H, Stetson S B, et al. Blocked impurity band hybrid infrared focal plane arrays for astronomy[J]., 1989, 36(1): 857- 862.

[36] Petroff M D, Stapelbroek M G. Blocked Impurity Band Detectors, Radiation Hard, High Performance LWIR Detectors[C]//, 1980: 48-62.

[37] Mainzer A, Larsen M, Stapelbroek M G, et al. Characterization of flight detector arrays for the wide-field infrared survey explorer[C]//,,III, 2008, 7021: 302-313.

[38] Ando K J, Hoffman A W, Love P J, et al. Development of Si: As impurity band conduction (IBC) detectors for mid-infrared applications[C]//XXIX, 2003, 5074: 648-657.

[39] LIAO K, LI N, LIU X, et al. Ion-implanted Si: P blocked-impurity-band photodetectors for far-infrared and terahertz radiation detection [C]//, 2013, 8909: 257-265.

[40] Hogue H, Atkins E, Reynolds D, et al. Update on blocked impurity band detector technology from DRS[C]//, 2010, 7780: 778004.

[41] Sclar N. Properties of doped silicon and germanium infrared detectors[J]., 1984, 9(3): 149-257.

[42] Kleinhans W A, Petroff M D, Stapelbroek M G. Hybrid Si: As BIBIB Detector Arrays[C/OL]//1984: https://www.researchgate.net/profile/George-Gull/ publication/234236444_Improved_SiAs_BIBIB_Back-Illuminated_ Blocked-Impurity-Band_hybrid_arrays/links/0f317537a14b676810000 000/Improved-SiAs-BIBIB-Back-Illuminated-Blocked-Impurity-Band-hybrid-arrays.pdf.

[43] Fowler A M, Joyce R R. Status of the NOAO evaluation of the Hughes 20x64 Si: As impurity band conduction array[C]//VII, 1990, 1235: 151-159.

[44] Larsen M F, Sargent S D, Tansock Jr J J. On-orbit goniometric calibration for the SPIRIT III radiometer[C]//, 1998, 3373: 32-43.

[45] Hoffman A W, Love P J, Ando K J, et al. Large infrared and visible arrays for low-background applications: an overview of current developments at Raytheon[C]//, 2004, 5499: 240-249.

[46] Mainzer A K, Hogue H, Stapelbroek M, et al. Characterization of a megapixel mid-infrared array for high background applications[C]//III, 2008, 7021: 70210T.

[47] Hogue H H, Mattson R B, Stapelbroek M G, et al. Focal plane detectors for the WISE 12-and 23-μm bands[C]//II, 2007, 6660: 194-202.

[48] Mainzer A K, Hong J, Stapelbroek M G, et al. A new large-well 1024′1024 Si: As detector for the mid-infrared[C]//, 2005, 5881: 58810Y.

[49] McMurray Jr R E, Johnson R R, McCreight C R, et al. Si: As IBC array performance for SIRTF/IRAC[C]//VIII, 2000, 4131: 62-69.

[50] Ando K J, Hoffman A W, Love P J, et al. Development of Si: As impurity band conduction (IBC) detectors for mid-infrared applications[C]//XXIX, 2003, 5074: 648-657.

[51] Starr B, Mears L, Fulk C, et al. RVS large format arrays for astronomy[C]//,,VII, 2016, 9915: 929-942.

[52] Miyata T, Sako S, Nakamura T, et al. Development of a new mid-infrared instrument for the TAO 6.5-m Telescope[C]//III, 2010, 7735: 77353P.

[53] Stacey G J, Hayward T L, Latvakoski H M, et al. KWIC: a widefield mid-infrared array camera/spectrometer for the KAO[C]//, 1993, 1946: 238-248.

[54] Van Cleve J E, Herter T L, Butturini R, et al. Evaluation of Si: As and Si: Sb blocked-impurity-band detectors for SIRTF and WIRE[C]//III, 1995, 2553: 502-513.

[55] Dotson J L, McKelvey M, McMurray Jr R, et al. Cryogenic testing of a 1024×1024 Si: As array for WISE[C]//III, 2007, 6690: 66900F.

[56] WANG C, LI N, DAI N, et al. High performance infrared detectors compatible with CMOS-circuit process[J]., 2021, 30(5): 050702.

[57] ZHU H, ZHU J, HU W, et al. Temperature-sensitive mechanism for silicon blocked-impurity-band photodetectors[J]., 2021, 119(19): 191104.

[58] ZHU H, ZHU J, XU H, et al. Design and fabrication of plasmonic tuned THz detectors by periodic hole structures[J]., 2019, 99: 45-48.

[59] DENG K, ZHANG K, LI Q, et al. High-operating temperature far-infrared Si: Ga blocked-impurity-band detectors[J]., 2022, 120(21): 211103.

[60] CHEN Y, TONG W, WANG B, et al. The absorption enhancement effect of metal gratings integrated Silicon-based Blocked-Impurity-Band (BIB) terahertz detectors[C]//2021, 2021: 43-44.

[61] XIAO Y, ZHU H, DENG K, et al. Progress and challenges in blocked impurity band infrared detectors for space-based astronomy[J].,, 2022, 65(8): 1-17.

[62] Herter T L, Hayward T L, Houck J R, et al. Mid-and far-infrared hybrid focal plane arrays for astronomy[C]//, 1998, 3354: 109-115.

[63] Stapelbroek M G, Hogue H H, Atkins E W, et al. Silicon for visible-to-VLWIR photon detection[C]//XXIX, 2003, 5074: 166-172.

[64] Bamberg J A, Zaun N H. Design and performance of the cryogenic focal plane optics assembly for the Infrared Astronomical Satellite (IRAS)[C]//I, 1985, 509: 94-102.

[65] Werner M W, Roellig T L, Low F J, et al. The Spitzer space telescope mission[J]., 2004, 154(1): 1.

[66] Mainzer A K, Eisenhardt P, Wright E L, et al. Preliminary design of the wide-field infrared survey explorer (WISE)[C]//II, 2005, 5899: 262-273.

[67] Gardner, J.P., Mather, J.C., Clampin, M., et al. The James Webb Space telescope[J]., 2006, 123(4): 485-606.

[68] Huffman J E. Infrared detectors for 2-to 220-um astronomy[C]//II, 1994, 2274: 157-169.

[69] Herter T, Stacey G, Gull G, et al. FORCAST: a WIDE-field infrared camera for SOFIA[C]//, 1997, 191: 09.02.

[70] Mather J C, Cheng E S, Eplee Jr R E, et al. A preliminary measurement of the cosmic microwave background spectrum by the Cosmic Background Explorer (COBE) satellite[J]., 1990, 354: L37-L40.

[71] Rauter P, Fromherz T, Winnerl S, et al. Terahertz Si: B blocked-impurity-band detectors defined by nonepitaxial methods[J]., 2008, 93(26): 261104.

[72] Mary W. Jackson NASA Headquarters. NASA Missions[DB/OL]. https://www.nasa.gov/missions.

Research Progress of Silicon-based BIB Infrared Detector

MA Xingzhao1,2,3，TANG Libin1,3，ZHANG Yuping1,3，ZUO Wenbin1,3，WANG Shanli1，JI Rongbin1

(1.,650223,;2.,,650500,;3.,650223,)

The rise of blocked impurity band (BIB) infrared detectors based on germanium and silicon has promoted the rapid development of infrared astronomy, among which silicon-based BIB infrared detectors with specific wavelengths play an irreplaceable role in the aerospace field.Research on silicon-based BIB infrared detectors has been conducted abroad for more than 40 years, and many of its applications in the astronomical field have been realized by NASA and its related research institutes. However, domestic research on silicon-based BIB infrared detectors is still in its infancy. In this paper, the working principle of silicon BIB infrared detectors is described first; then, the structure and fabrication process of the device are briefly summarized, the performance of different types of silicon BIB detectors is compared and analyzed, and its application in astronomical detection is described. Finally, the future development of silicon BIB infrared detectors is discussed.

silicon-based BIB, infrared detector, astronomical detection

TN215

A

1001-8891(2023)01-0001-14

2022-11-24；

2023-01-06.

馬興招（1995-），男，碩士研究生，研究方向是硅基異質結光電探測材料與器件。

唐利斌（1978-），男，正高級工程師，博士生導師，主要從事光電材料與器件的研究。E-mail: scitang@163.com。

國家重點研發(fā)計劃（2019YFB2203404）；云南省創(chuàng)新團隊項目（2018HC020）。