硅（Si）基阻挡杂质带（BIB）探测器外延片 *S

        阻挡杂质带（BIB）红外光电探测器是在本征红外探测器的基础上开发的，整个本征红外检测器系列可以实现2~400μm波长范围内的红外探测。然而，非本征红外探测器由于其非线性响应和对宇宙辐射的低抵抗力，无法满足红外天文观测技术日益增长的要求。因此，在非本征红外探测器的设计过程中，需要高掺杂浓度来实现有效的光吸收，并且需要高电阻来确保束缚在杂质水平的电子或空穴不被电离。1977年，Petroff和Stapelbroek提出了一种解决方案，通过分别分离吸收层和阻挡层来实现光学有效吸收和高电阻，这种设计也就是阻挡杂质带结构。可供硅（Si）基阻挡杂质带探测器外延片，具体外延参数如下仅供参考：

1. 阻挡杂质带（BIB）探测器外延结构

        在太赫兹波段工作的磷（P）掺杂硅（Si）阻挡杂质带（BIB）探测器的开发取得了重大进展。研究者发现的一个重要发现是，通过改变磷（P）掺杂硅阻挡杂质带探测器的掺杂浓度，可以改变该探测器在太赫兹区域的响应。

2. 关于阻挡杂质带（BIB）探测器

        阻挡杂质带（BIB）光电探测器通常设计用于10μm至1000μm波长的中红外至远红外范围。这个波长范围在天文学中获得了相当大的重要性，因为O、C或H2O等物种的分子和原子发射线都在这个范围内，而遥远的物体往往被吸收更高能量光子的星际尘埃云所隐藏。另一方面，大气过滤了大部分红外辐射，因此随着斯皮策太空望远镜等天基观测设施的实现，红外光谱的探索得到了显著的提升，其中BIB探测器以探测器阵列的形式应用。

        由于初级掺杂高，BIB探测器与传统光电导体相比有更下的体积，更高的量子效率。因此，BIB探测器更能抵抗辐射的有害影响，并提供高信噪比。它们还提供了扩展的波长响应，这是由杂质带的形成引起的，并且不会受到具有记忆样效应的瞬态响应的影响，例如在低温状态下表现出的传统光电探测器。根据实现方式，可以设置用于强度测量的BIB检测器以及具有单声子检测的光电倍增管。

2.1 BIB探测器类型

        阻挡杂质带红外探测器可分为前照式与背照式，具体器件结构如图1所示：

（a） 前照式：透明触点注入阻挡层；在极重掺杂（导电）衬底上生长探测器的背接触；

（b） 背照式：在高纯度透明基板上的活性层下方生长薄而透明的接触层。

图1 Si基阻挡杂质带红外探测器：前照式与背照式结构

2.2 BIB探测器工作原理

        向n型BIB探测器的阻挡层施加正偏置电压：

        Ec在杂质带中移动，但不能穿过阻挡层；

        Ev上升到导带将移动到阻挡层并穿过它到达触点；

        空穴迁移到相反的接触。

图2 N型BIB探测器工作原理示意图

2.3 BIB红外探测器优点

        1）红外有源层是重掺杂的，可以很薄，有利于空间应用；

        2）将波长覆盖范围扩展到更长的波长；

        3）高杂质浓度（没有退化的暗电流），在更短的波长下具有高量子效率，可在更宽的光谱范围内工作；

        4）更低的阻抗，减少介电弛豫效应。

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