[发明专利]优化阻挡杂质带探测器阻挡层厚度的方法

说明书

技术领域

本发明涉及半导体光探测器技术，具体地，涉及一种优化阻挡杂质带探测器阻挡层厚度的方法。

背景技术

空间诸多冷目标的发射谱均集中在太赫兹(THz)谱段，无法采用现有的天基红外系统或地基雷达进行探测，而天基太赫兹探测系统可以弥补此不足，极大提高目标检测的成功率。近年来，天基太赫兹探测技术迅速发展，应用领域涉及大气监测和天文观测，原因如下：

1)大气中多数物质成分的转动和振动光谱都位于THz谱段；

2)行星、宇宙尘埃和新生恒星的黑体辐射峰值均位于THz谱段；

3)由于宇宙加速膨胀带来的多普勒效应，来自遥远星系的辐射信号在THz谱段最强。

为了满足天基应用的高分辨、大视场和高帧率等极端要求，太赫兹探测器必须具备高灵敏、大面阵和高响应速度等严格条件。阻挡杂质带探测器在0.9～20THz频率范围内具有极高的响应速度(ps量级)和灵敏度(噪声等效功率约10^-17～10^-19W·Hz^-1/2)，阵列规模可达2048×2048，位居所有太赫兹探测器之首，且无需工作在极低温度下(约12K)，是国际上公认的适合天基太赫兹应用的首选探测器。

阻挡杂质带(Blocked Impurity Band,BIB)探测器可分为硅基、锗基和砷化镓基三类，它们已成功搭载在斯皮策空间望远镜(Spitzer Space Telescope,SST)、詹姆斯·韦伯太空望远镜(James Webb Space Telescope,JWST)等卫星上面，为天基太赫兹应用起到了关键作用。BIB探测器的结构特征是一本征的阻挡层和一重掺杂的吸收层夹于正负电极之间，正入射的太赫兹辐射可以直接透过阻挡层被吸收层吸收，在杂质带与导带之间形成电子跃迁，跃迁之后的电子可以通过弯曲的导带被正电极收集，从而完成光信号到电信号的转化。BIB探测器的性能追求高的响应率及低的噪声，阻挡层作为其结构的功能层，具有抑制噪声的作用，但阻挡层的存在也会降低探测器的响应率，而且响应率和噪声对阻挡层厚度的变化均比较敏感。

因此，通过优化阻挡层的厚度来提高BIB探测器的性能显得尤为重要。本发明从BIB探测器的性能着手研究，考察阻挡层厚度对响应率及噪声的影响，所得结果将会对该探测器的优化设计具有一定的指导意义。

发明内容

针对现有技术中的缺陷，本发明的目的是提供一种优化阻挡杂质带探测器阻挡层厚度的方法。

根据本发明提供的优化阻挡杂质带探测器阻挡层厚度的方法，包括如下步骤：

步骤1：构建阻挡杂质带(BIB)探测器的结构模型；

步骤2：根据BIB探测器的结构模型构建相应的物理模型；

步骤3：制备实验测量样品，提取BIB探测器的物理模型的关键材料参数；

步骤4：将太赫兹辐射从正面垂直照射到器件上，并根据步骤3中提取到的物理模型的关键材料参数选取一个固定偏压U_F，由数值模拟得到当正电极偏压U＝U_F时器件的归一化响应谱，并提取峰值波长λ_P；

步骤5：改变阻挡层厚度，由数值模拟得到当正电极偏压U＝U_F时，λ_P对应的峰值响应率R_P随阻挡层厚度h_B变化的曲线，得到拟合该曲线的函数式R_P(h_B)；

步骤6：由数值模拟分别得到不同阻挡层厚度下亮电流I_L随正电极偏压U变化的一系列曲线，其中，所述亮电流I_L即为器件受到太赫兹辐照时通过的电流；

步骤7：获取当正电极偏压U＝U_F时，亮电流I_L随阻挡层厚度h_B变化的曲线，得到拟合该曲线的函数式I_L(h_B)；

步骤8：根据亮电流I_L与噪声电流谱密度n_i的对应关系以及步骤7所得的函数式I_L(h_B)，得到噪声电流谱密度n_i随阻挡层厚度h_B变化的函数式n_i(h_B)；

步骤9：定义探测器优值因子，并获取探测器优值因子随阻挡层厚度变化的曲线；