阻挡杂质带红外探测器加一层未掺杂的本征层，可以限制探测器的暗电流，从而有效提高探测器的掺杂浓度，进而提高探测器的性能。根据非本征光电导理论，为了使探测器的量子效率和探测率达到最大，掺杂能级应尽可能高，但同时掺杂能级过高，往往会带来大的暗电流，限制器件的性能。基于此矛盾，1977年，美国罗克韦尔（Rockwell）国际科学中心首先提出了阻挡杂质带红外探测器（图1）。

图1 BIB器件结构

早期阻挡杂质带（block impurity band，BIB）探测器的研发集中在掺砷硅（Si:As），其对2～30毫米波长范围的红外辐射敏感。后来由于磷广泛应用于商业集成电路中，所以掺磷硅（Si:P）BIB探测器应运而生，截止波长约为34毫米。而对于P型掺杂，则有掺硼硅（Si:B）的BIB探测器。硅基的BIB探测器的探测波段覆盖5～40毫米，锗基覆盖40～200毫米，而掺碲砷化镓（GaAs:Te）的BIB探测器截止波长则可达300毫米左右。

BIB探测器在中、远红外区探测性能优异，能满足红外天文观测的需求。1983年发射的首颗红外天文卫星（IRAS）采用了Si:As和掺锑硅（Si:Sb）的非本征光电导单元红外探测器。1989年发射的宇宙背景探测者（COBE）首次使用了Si:As BIB探测器。2003年，美国国家航空航天局（National Aeronautics and Space Administration，NASA）的斯皮策空间望远镜（Spitzer Space Telescope）采用了128×128和256×256的Si:As焦平面阵列及256×256的Si:Sb焦平面阵列。2009年，NASA的广域红外巡天探测卫星（WISE）配备的1024×1024 Si:As BIB焦平面探测器，其探测灵敏度比之前的IRAS、COBE高一千倍以上。此外，作为哈勃望远镜的后续，2013年发射的詹姆斯韦伯望远镜（JWST）上同样配备了1024×1024 Si:As BIB焦平面探测器。

BIB探测器的工作原理类似于非本征光电导探测器（图2）。以n型器件为例，由于吸收层中施主杂质重掺杂，导致施主电离的电子可以在相邻的施主之间跳跃，其结果是杂质能级分裂，形成杂质能带。而在阻挡层中掺杂浓度很低，相邻施主之间距离很远，可视为孤立原子，所以在阻挡层中形成的为孤立的不连续的杂质能级，吸收层中的电子不能通过杂质带进入阻挡层。当在阻挡层的一侧施加正的偏压时，电离后的n型杂质D⁺电荷会在外加偏压下反向跳跃到负电极处，且由于杂质带在阻挡层的不连续，D⁺电荷不能从阻挡层得到补充，从而导致吸收层靠近阻挡层的一侧D⁺电荷的耗尽，该区域称为耗尽区。耗尽区的宽度取决于施加偏压及补偿受主钠（Na）浓度。吸收层的另外一侧称为中性区，是因为在该区域内电场为零。

图2 n型BIB器件能带模型

当红外辐射入射到探测器上，若光子能量大于施主杂质的电离能，则会形成导带电子和杂质带空穴，导带在吸收层和阻挡层中是连续的，则耗尽区中形成的光生载流子被外加电场扫出电极，其间会发生碰撞电离，产生增益，形成光电流。而中性区形成的载流子则会很快地被电离施主D⁺复合，难以形成光电流。

与非本征光电导探测器相比，BIB探测器有一些优点。①由于本征层的引入，大大降低了器件的暗电流，所以其吸收层的掺杂浓度可以比非本征光电导高两个数量级，从而提高器件的量子效率和探测率。②高掺杂浓度使得吸收层的吸收系数提高，从而能有效减小器件的体积，增强器件的抗宇宙辐射的能力。③BIB的产生-复合噪声比非本征光电导小。