2. 中国科学院 太阳活动重点实验室, 北京 100012;
3. 中国科学院 天文光学重点实验室, 北京 100012
2. CAS Key Laboratory of Solar Activity, National Astronomical Observatories, Beijing 100012, P. R. China;
3. Key Laboratory of Optical Astronomy, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100012, P. R. China
红外波段具有比可见光宽得多的波段范围，蕴藏着更为丰富的内容和更大的发展潜力，开展红外天文观测研究具有非常重要的意义[1]。红外探测成像器件是获取来自天体红外光谱信息的关键光电器件，由于天文观测的目标多为极弱信号的天体，而且具有光谱范围宽、背景辐射强等特点，对红外探测器的性能提出了更高的要求，因此针对红外探测器性能的测试评价对于天文应用非常重要。天文用红外焦平面阵列 (Infrared focal plane array，IRFPA) 探测器不同于单元探测器，是多像素积分型的光电探测器件，描述IRFPA探测器性能的参数也与单元器件不同[2]。另外，在天文上虽然关于可见光段通常使用的CCD的性能参数已经有了一套比较成熟的定义和测试方法[3-5]，但由于IRFPA多为CMOS结构，空间均匀性较差，其性能参数测试方法比CCD复杂得多[6]，并且其他领域通常用于评价红外热像仪性能的参数和测试方法对于天文用IRFPA仅具参考意义[7]，天文上更关注增益、读出噪声、暗流、满阱电荷、线性和量子效率等定量化的参数[8]。
本文针对天文应用的特殊需求和IRFPA探测器的特点，给出了IRFPA探测器的增益、读出噪声、线性和暗流等性能参数的测试方法，建立了实验室测试装置，利用该测试装置完成了一台工作波长在3~5 μm的IRFPA探测器的测试 (该IRFPA探测器是本实验室采用国产HgCdTe中波红外探测器组件研制的)。
1 IRFPA探测器系统性能参数测试原理和方法 1.1 增益和读出噪声IRFPA探测器读出信号的噪声主要有光子散粒噪声、热噪声、产生-复合噪声 (1/f噪声)、复位噪声 (KTC噪声)、放大器约翰逊噪声、A/D量化噪声和固定模式噪声 (即空间非均性噪声) 等。可将这些噪声分成三部分：一部分与读出信号大小有关 (如光子散粒噪声、热噪声、背景噪声等)，统称为散粒噪声σp，服从泊松统计分布规律；一部分与电路有关，与读出信号强度无关 (如产生-复合噪声、复位噪声、单元内场效应管等读出电路的噪声、后放大器噪声和量化噪声等)，统称为读出噪声σr，即噪声基底 (“read noise”或“read noise floor”)；第三部分为空间噪声σs。这三者彼此独立，其平方和构成总噪声，即:
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(1) |
当均匀照明不变时，空间不均匀性图案在系列曝光图像之间不是随机变化的，严格来说，这种空间均匀性差别不是真正噪声，但是当用图像区域中的多点平均法计算噪声时，空间不均匀性会增加总噪声值。如果在测试过程中，以每个像元各自的数据为基础 (即独立测量每个像元各自的读出噪声和增益)，此时就不必考虑空间噪声的影响。在这种情况下，公式 (1) 则变为：
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(2) |
式 (1) 中表示的噪声关系是应用于电子数 (e-)，不是数字量 (DN)，而由图像测得量S(DN) 和σ(DN) 是数字量。由于散粒噪声符合泊松统计分布，按照统计规律，光电子噪声方差等于光电子数，有:
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(4) |
其中，G为增益，是模拟信号和数字信号转换的换算，表示一个数模转换单位所对应的电子数，单位为电子/DN或电子/ADU，即e-/DN或e-/ADU。
用数字量表示 (1) 式，完整的光子转移方程为：
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(5) |
σR2(DN) 为数字量单位表示的读出噪声；S(DN) 为用数字量单位表示的信号值；最右边的一项σo2为总噪声中除了光子噪声和读出噪声之外的其它噪声项，对于IRFPA，其它噪声主要为空间噪声。对于一定的图像，空间噪声是固定的，且与信号成正比，表示为：σo2=kSDN，则 (5) 式转化为：
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(6) |
由 (6) 可见，σ与S为二次曲线关系。如果统计时消除空间图案噪声的影响，或者分别测量每个像元单独的输出信号，σ与S则为线性关系。采集一系列不同曝光量时的图像，以某一个像元在不同曝光时间下的信号值S(DN) 为横坐标、σ2(DN) 为纵坐标画图，二者之间应为线性关系，通过拟合得直线方程，方程的截距即为该像元的读出噪声σR2，斜率的倒数即为该像元的增益G。即，如果拟合曲线为：
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(7) |
那么，增益和读出噪声分别为：
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(8) |
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(9) |
按同样方法，就可以得到IRFPA中每一个像元的读出噪声和增益。
以上就是经典的测量读出噪声和增益的方法，也叫光子转移曲线法[3-5]。
1.2 暗流探测器在无光照情况下的输出信号称为暗信号，即暗电流，其定义为单个像元在单位时间内产生的电子数。
暗流的来源主要有三方面：载流子扩散、耗尽区产生复合中心的热激发、漏电流。暗电流信号和光信号一起输出，主要和器件的工作温度有关。另外，器件材料和制造工艺不同，暗电流的水平亦不同。现在的IRFPA中暗电流普遍较大且分布也不均匀，需要在图像信号处理中减掉。暗流计数的直流成分可以被减掉，但暗流噪声却不能。暗流噪声近似等于暗计数的均方根。一般来说，温度每升高5~6 ℃，暗流将增加一倍。
暗流对图像的影响主要有下列几方面：1) 背景电平；2) 降低动态范围；3) 增加系统的整体噪声；4) 由于工艺或材料缺陷造成暗电流尖峰，在图像中产生亮点。
在无光照条件下，用适宜的曝光时间采集一组暗场图像，另外用最短曝光时间采集另一组本底 (Bias) 图像。分别计算出暗场组和本底组的累加平均后的图像S和BIAS，然后选定中心区域，剔除坏像元，按以下公式计算像元的平均暗流值ID(其中包括了噪声，主要为读出噪声和暗流噪声)，单位为电子/秒，即e-/s。
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(10) |
式中，n为选定区域进行累加的像元个数，T为积分时间，G为被测器件增益。
为消除噪声影响，在测量平均暗流指标时可对一个足够大的区域作统计平均。由于IRFPA探测器有许多过热像元，计算时一定要扣除坏像素。
1.3 线性线性是指在器件的动态范围内，像元输出信号与曝光量是否呈直线关系。通常在弱信号和接近满阱信号时，线性较差。弱信号时，器件噪声影响大，信躁比低，引起一定的离散性；在接近满阱时，光敏元下耗尽区变窄，使量子效率下降，灵敏度降低，所以线性变差。
阵列器件的线性特性常用非线性度来表示，分为像元非线性度和平均非线性度。像元非线性度定义为：在动态范围内像元响应率R(i, j) 变化的百分数，符号为NL(i, j)。由式 (11) 来表示：
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(11) |
式中, ΔR(i, j) 为第 (i, j) 像元在动态范围内响应率的最大变化量，R(i, j) 为第 (i, j) 像元在动态范围内响应率。探测器平均非线性度是指各有效像元非线性度的平均值。
按 (11) 式，测试线性时必须在整个动态范围内测量出各曝光量情况下IRFPA系统输出信号和输入光信号大小，还必须知道像元在线性动态范围内的响应率R(i, j)，才能计算出变化量Δ R(i, j)，这对于探测器系统来说很不方便。另外，在动态范围内输出信号越接近饱和时，像元响应率的偏差越大，所以用 (11) 式不能很好体现器件的线性特性，因此在测试中我们采用另一种表示线性的方法。
在器件的全动态范围内测量各像元在不同曝光量信号Sin器件的输出Sout，最大值即为满阱输出信号。对输出为满阱信号的1/5~4/5区间部分作线性拟合，对应于Sin，拟合直线上的对应值即为理想线性条件下的输出Sideal，像元在Sin处的相对偏差 (绝对值) 为：
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(12) |
于是将像元在整个测量范围内 (高端截止点为响应曲线偏离拟和直线的拐点处) 的相对偏差的平均值δij作为其线性。所有像元的线性的平均定义为器件的线性。
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(13) |
式中，mn为总像元数，求和不包括缺陷像元Nb。因为像元响应率与像元输出成正比，所以式 (11) 与式 (12) 意义相近，但是用输出数字量S(DN) 代替了响应率R，测试和计算操作更容易进行。
NL的测量可通过采集不同曝光时间或不同辐照强度 (保持光源电流不变) 图像来实现。当输入光的辐照度不变时，可使用改变积分时间来测量。统计时在每一积分时间T先计算所有像素输出的平均值S，将得到的多组T和S值作图并作线性拟合，得到：
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(14) |
对每一组T和S，计算
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(15) |
然后求nl的平均值NL，即为IRFPA系统的线性。响应曲线偏离拟和直线的拐点处对应的输出值为器件的线性区域。
2 测试 2.1 测试平台的建立图 1为我们建立的IRFPA测试系统平台示意图。平台主要由光源系统、分光系统、成像系统、均匀光系统和定标系统几部分组成。光源经单色仪分光后分为两路输出，一路是进入积分球，即均匀光系统，一路是进入成像光路系统。成像光路系统用于IRFPA的光谱响应和量子效率测试，有关于光谱响应和量子效率的测试我们将另文发表，因此测试平台中的相关部分在这里就不做介绍了。本文的测试主要是在积分球光路上完成。
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图 1 IRFPA性能测试系统示意图 Fig.1 Schematic diagram of the performance test system for IRFPA |
为了适应更宽波长范围的IRFPA测试需求，光源系统采用的是SiN光源，有效光谱范围可覆盖1~14 μm红外波段。这种光源的发光效率略高于SiC光源，而且采用风冷方式，比循环水制冷的光源系统简单得多。此外, 功耗低、使用寿命长，也是我们选择SiN光源的原因。分光系统采用红外单色仪，针对红外波段优化设计，配备红外光栅与滤光片，可实现可见光直至14 μm中红外波段高精度分光光谱测量，配有3块光栅，3块光栅的参数分别是：(1) 线对150 g/mm，闪耀波长λB=4 μm，波长范围2~6 μm，材料Al；(2) 线对75 g/mm，闪耀波长λB=10 μm，波长范围6~14 μm，材料Gold；(3) 线对75 g/mm，闪耀波长λB=12 μm，波长范围8~18 μm，材料Gold。均匀光系统采用的是镀金积分球，波长可达到10 μm以上。
2.2 待测3~5 μm HgCdTe IRFPA探测器IRFPA探测器采用的是国产HgCdTe芯片组件，工作波段为3~5 μm，阵列规格为320×256，像元尺寸为30 μm。我们设计了探测器系统的控制和数据采集的软硬件，主要包括数据前端电路板，具有ARM微处理器的工控模块和Came-raLink接口等。
芯片组件封装在真空杜瓦瓶内，杜瓦瓶内设置有滤光片轮，五个档位可调，其中一个档位装有一片3~5 μm的滤光片，另一个档位装有作为冷屏的金属片，用于本底和暗流的测试，杜瓦采用液氮制冷，制冷温度可以达到83~84 K。
2.3 测试结果及分析利用建立的IRFPA测试平台，当IRFPA的工作温度显示稳定在83 K时开始测试。
首先是关闭测试系统光源，将滤光片轮调到金属片冷屏档处，积分时间设置为0，采集200帧本底图像。然后，再在不同积分时间设置时，分别采集300帧以上的暗场图像。打开光源，每个积分时间曝光采集300帧以上，积分时间设定按照从低到高逐渐增加，直至像元达到饱和。将采集存储的图像文件按照前述的原理和方法，通过已经编写好的测试计算软件，以像元计算为基础，分别进行计算处理。
图 2为该HgCdTe IRFPA探测器系统的线性曲线，横坐标为曝光时间，纵坐标为信号值，通过该曲线拟合计算得到系统的线性度为99.91%。
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图 2 线性曲线 Fig.2 Linearity |
图 3为该HgCdTe IRFPA探测器系统的光子转移曲线，利用该光子转移曲线分别计算得出系统的平均增益为666.29 e-/ADU，平均读出噪声为7.73 ADU，即5149.37 e-。图 4和图 5分别为增益统计分布直方图和读出噪声统计分布直方图，用设定直方图的约束范围，或以计算的标准差为判据消除坏像元影响。
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图 3 光子转移曲线 Fig.3 Photon transfer curve |
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图 4 增益分布直方图 Fig.4 Gain distribution histogram |
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图 5 读出噪声分布直方图 Fig.5 Readout noise distribution histogram |
暗流值可由不同曝光时间和对应的信号值拟合的直线斜率给出，如图 6所示，为暗流线性拟合曲线，可计算得到暗流为11263888.9 e- /(pixel·s-1)，即约为1.126×107 e- /(pixel·s-1)。
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图 6 暗流线性拟合曲线 Fig.6 Linear fitting curve of the dark current |
从测试结果可以看出，该IRFPA探测器的线性度非常好，可以达到99.9%以上，但读出噪声和暗电流较大，因此尚且无法用于需要长时间积分的暗弱天体目标的观测，但该探测器可用于强源太阳的光谱成像观测，在该谱段太阳上蕴含着丰富的分子谱线，对太阳大气模型的观测研究具有非常重要的意义。
美国Teledyne公司为JWST项目研制的工作波长在0.6~5.3 μm的HgCdTe IRFPA探测器 (H2RG) 的读出噪声在慢速读出时只有6 e-，在高速读出时只有30~40 e-，而暗电流 < 0.01 e- /(pixel·s-1)。同样，RVS Orion公司研制的工作波长在0.6~5.5 μm的InSb IRFPA探测器的读出噪声只有6 e-，暗电流为0.01 e- /(pixel·s-1)[9]。
对比分析表明，国产HgCdTe IRFPA芯片组件的性能距离国外为天文观测研制的高性能探测器的差距还很大，尚需很长的路要走，但可喜的是毕竟跨越了最艰难的从无到有的第一步。
3 结语本文针对天文应用的特殊需求，分析了IRFPA探测器的特点，给出了IRFPA探测器的增益、读出噪声、线性和暗流等性能参数的测试原理和方法，建立了一套IRFPA探测器性能参数测试平台。该平台覆盖了1~14 μm的波段范围，利用该测试平台完成了对一台工作波长在3~5 μm、采用国产HgCdTe IRFPA探测器组件研制的IRFPA探测器的测试，测试结果表明，该IRFPA探测器的线性度非常好，达到了99.91%，而读出噪声和暗电流较大，与国外为天文应用研制的高性能IRFPA探测器的差距还很大，尚无法用来对暗弱天体目标进行长积分时间的观测，但可用来进行太阳光谱的成像观测。
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