图1 46.5nm 极紫外太阳成像仪观测到暗条爆发现象(2022–09–23 17:45)
Fig. 1 A filament eruption observed by SUTRI (46.5 nm) at 17:45 on September 23, 2022
述评
北京大学学报(自然科学版) 第62卷 第2期 2026年3月
Acta Scientiarum Naturalium Universitatis Pekinensis, Vol. 62, No. 2 (Mar. 2026)
doi: 10.13209/j.0479-8023.2026.011
国家自然科学基金(12303088)资助
收稿日期: 2025–09–18;
修回日期: 2026–01–20
摘要 系统地总结基于微通道板(MCP)的光子计数成像探测器的发展历史、技术原理及其在极紫外(EUV)波段天文观测任务中的应用现状。首先介绍 EUV 天文观测的科学意义与技术挑战, 阐述光子计数成像探测器在弱光探测中的关键作用; 然后详细地介绍光阴极材料、MCP 结构和电子倍增机制以及光学读出型与电子读出型(如电阻型、楔条型、游标型、延迟线型和交叉条型等)的工作原理和性能特点; 接着梳理 20 世纪 70年代以来国内外重要 EUV 及部分相近波段天文观测任务中采用的基于 MCP 探测器的类型、参数和在轨表现, 总结各类阳极结构在空间分辨率、计数率、暗计数率及系统复杂度等方面的差异; 最后结合国际发展趋势与我国“探冕计划”等任务需求, 分析量子效率、空间分辨率、最大计数率和暗计数率等核心参数性能需求, 提出需要重点关注的探测器类型建议。
关键词 太阳; 恒星; 极紫外(EUV)波段天文观测; 光子计数成像探测器
极紫外(extreme ultraviolet, EUV)波段是研究太阳和恒星物理、太阳风与行星高层大气相互作用的重要窗口。EUV 波段通常指波长介于 10～120nm 之间的电磁波段, 对应的光子能量为 124～10eV。由于地球大气对 EUV 辐射的强吸收(主要由 N2分子和O2分子主导)使得地面观测不可行, 必须依赖空间平台进行观测[1]。自 20 世纪 60 年代起, 随着探空火箭与人造卫星技术的迅猛发展, EUV 空间天文观测从无到有, 逐步发展壮大, 成为研究太阳、行星大气以及恒星活动的重要手段。
EUV 波段在太阳系内空间天气相关研究中具有不可替代的作用。空间天气通常指耀斑和日冕物质抛射等太阳爆发活动引起的日球层空间环境的扰动。EUV 谱线通常具有几万 K 到千万 K 的形成温度, 可以覆盖色球层、过渡区和日冕, 能够同时观测耀斑和日冕物质抛射这两类爆发活动(图 1), 在太阳爆发活动的研究中具有独特的优势[2–3]。近年来的研究表明, 极紫外波段还可以用于研究活动区以及冕洞等大尺度结构的特征及其演化规律, 利用磁场诱导跃迁(magnetic-field-induced transition, MIT)理论, 有望诊断日冕的磁场, 如 Landi 等[4]基于 HINODE/EIS 数据和 MIT 技术, 利用 Fe X 25.7/ 18.4nm 的线对强度比得到磁场强度。此外, 太阳爆发的扰动传播到地球, 可以与地球高层大气相互作用, 引发等离子体层或磁层的扰动, EUV 成像也是对其有效的监测手段之一[5]。
图1 46.5nm 极紫外太阳成像仪观测到暗条爆发现象(2022–09–23 17:45)
Fig. 1 A filament eruption observed by SUTRI (46.5 nm) at 17:45 on September 23, 2022
在太阳系以外的恒星–行星系统中, 同样存在空间天气现象。宿主恒星的磁活动及其对系外行星宜居性的影响是近年研究的热点问题, EUV 波段探测也在其中发挥关键作用。通过 EUV 测光或光谱观测, 可以有效地监测恒星耀斑和星冕物质抛射等爆发活动, 揭示星冕等离子体性质及大尺度结构, 为研究星冕加热等问题提供新的手段, 是晚型恒星高层大气研究的关键窗口。此外, EUV 辐射也是系外行星大气电离和加热的主要能量来源, 其强度变化直接影响行星大气的逃逸速率与成分演化, 可以为评估恒星空间天气对行星宜居性的影响提供重要依据[6]。
除太阳系内外空间天气研究外, EUV 辐射也是研究早型恒星大气和星系介质的关键工具。例如,白矮星光球温度可以达到数万至数十万 K, 其 EUV连续谱与吸收边可为研究光球成分及本地星际介质(interstellar medium, ISM)的氦电离状态提供直接诊断[7]。作为宇宙中第二丰富的元素, 氦的 Lyman 系列谱线(如 He I 504Å 和 He II 228Å)的观测对理解本地泡结构及星际介质演化至关重要[8]。尽管星际氢的吸收限制了观测距离, EUV 光子穿透本地泡的能力仍然使其成为研究热星际气体(约 106K)辐射的重要工具。例如, CHIPS 望远镜在极紫外波段对本星际空腔中热气体的详细观测为本地星际介质的物理模型提供了重要的观测约束[9]; EUVE 卫星对大量恒星进行观测, 识别出许多极紫外源, 为理解这些源的物理性质提供了重要数据[10]。
虽然极紫外观测具有诸多科学研究价值, 但其天文探测尚面临巨大的技术挑战。以极紫外太阳观测为例, 当空间分辨率达到亚角秒量级, 光谱分辨率达到皮米量级时, 对于一些弱谱线, 分配到每个探测像素的光子数较少, 常规的 CCD 或 CMOS 探测器难以获得有效的信号, 这种情况下单光子计数成像探测器成为极紫外空间天文探测弱目标信号的首选。此外, 对于太阳这类面源观测, 成像探测器每个像素均有辐射, 对计数率要求较高, 而对于恒星或太阳系内行星观测, 入射的光子数远比太阳少。田晖等[6]基于太阳观测结果估算在距离 10pc的一些恒星上, 17～28.5nm 范围内不同的谱线每小时曝光的光子数在 2～50 之间, 为提高信噪比, 一方面需要增加望远镜的几何面积、光学元件反射或透过率, 另一方面需要提高探测器的量子效率, 降低其暗计数率。因此, 空间分辨率、计数率、量子效率和暗计数率等参数是极紫外空间天文观测所用单光子计数探测器重点关注的指标。
当前, 我国极紫外波段天文探测处于起步阶段, 仅实现太阳与地球等离子层极紫外成像观测。最近提出的空间天气探源计划(探冕计划)提出发射我国首颗极紫外波段探测科学卫星, 通过在一颗卫星上开展极紫外波段太阳光谱成像探测、全日面积分极紫外光谱探测以及恒星极紫外成像或光谱观测, 揭示太阳系内外空间天气的源头——日冕和星冕的物理性质和活动规律[11]。该计划近半数的载荷需要单光子计数成像探测器, 目前相关团队正在积极围绕这一探测技术开展关键技术攻关。
单光子计数探测器类型很多, 如光电倍增管探测器、超导纳米线探测器等, 其中多数不适合在极紫外波段使用, 如硅基单光子雪崩二极管(single-photon avalanche diode, SPAD)阵列, 虽然具有像素级单光子计数、极低时间抖动(ps 至几十 ps 量级)和高帧率读出等优点, 近年出现的 512×512 等大面阵SPAD 器件用于可见光至近红外波段, 但基于硅的SPAD 对 EUV 波段有材料和封装限制, 尚无成熟的大面阵硅基 SPAD 用于 EUV 单光子成像的工程或在轨应用[12–13]。目前具备成像功能的单光子计数探测器以基于 MCP 的技术为主[14], 主要由光阴极、MCP 和电子云接收设备三部分组成(图 2)。工作原理如下: 入射的极紫外单光子首先通过光阴极转换为光生电子, 因光生电子数较少, 需要通过MCP 进行倍增放大, 在输出端形成更易探测的电子云; 然后通过接收设备记录电子云的到达时间及分布, 从而反推光子的到达时间及空间位置; 通过一段时间的单光子积分观测, 得到入射光子的二维分布, 即成像信息。
电子云接收设备包含光学读出型和电子读出型两类[15]。光学读出型探测器(图 2(a))首先使用荧光屏, 将电子云转变为可见光, 再通过光锥或透镜, 将荧光屏的光斑成像至可见光面阵探测器上, 并通过计算光斑的质心, 得到光子的位置。电子读出型探测器(图 2(b))则直接通过位敏阳极接收电子云, 根据所选阳极类型, 选择合适的数据处理方法, 获取光子位置信息。
光电阴极是 MCP 的输入端, 当光子到达光阴极时, 会激发出光生电子, 量子效率(quantum effi-ciency, QE)是描述光电阴极的主要性能指标, 与阴极材料特性、阴极厚度以及使用环境密切相关。对于小于 105nm 的波段(无透射材料), 采用开放式MCP, 光阴极通常镀在 MCP 入射端表面, 裸 MCP(不镀光阴极材料)在极紫外波段也会有一定程度的量子效率。
(a)光学读出类型, 用荧光屏将从 MCPs 出射的电子云转换为光信号进行后续处理; (b)电子读出类型, 用位敏阳极接收电子云, 反推光子的位置
图2 单光子计数探测器类型示意图
Fig. 2 Diagram of single photon counting detector types
EUV 波段光电阴极通常由碱金属卤化物材料制成, 例如碘化铯(CsI)、溴化钾(KBr)和碘化钾(KI)等。这些材料具有较大的带隙(价带与导带的能量差), 在可见光、红外及部分近紫外辐射波段 QE 极低, 能够有效地抑制长波段光(如红外和可见光)的响应, 具有日盲特性[16]。上述材料易潮解, 对于开放式 MCP, 地面存储需要特殊的保护措施。Trem-sin 等[16]测量了沉积在 MCP 上的 CsI, KBr 和 KI 三种阴极材料在极紫外波段的量子效率, 波长小于 50nm 时, 量子效率呈上升趋势; 波长大于 50nm 后, 量子效率开始下降; 波长为 100nm 至远紫外波段, 量子效率随着波长的增加而降低。波长小于 50nm时, KBr 的量子效率表现最佳(可达 0.6); 波长大于50nm 后, CsI 的量子效率表现最佳(可达 0.5)。Yo-shioka 等[17]的实验结果表明, 含阴极的 MCP 的 QE可达裸 MCP 的两倍以上, 因此对于波长超过 110nm 的紫外辐射, 常采用多碱混合物材料。
微通道板(microchannel plate, MCP)是实现高灵敏度探测的关键组件。它是一种基于微通道阵列的电子倍增器件, 其工作原理(图 3)[18]如下: 光阴极发射的电子从输入端入射到 MCP, 首次撞击通道内壁时激发出初级二次电子; 在高压电场驱动下, 这些电子沿通道轴向加速并多次碰撞内壁, 每次碰撞产生更多的二次电子, 最终从输出端射出高增益的电子云, 实现弱信号的放大, 通常 MCP 堆叠(2～3 片)可以实现的总增益为 105～107; 单片 MCP 的典型增益远低于此, 通常为 102～104, 取决于通道直径与工作条件等[19]。MCP 由数百万个平行排列的玻璃微通道构成, 孔径通常在几到几十微米之间, 长径比介于 40:1～80:1 之间, 每个通道内壁涂覆导电层(如NiCr)和二次电子发射材料(如氧化铅玻璃或碱金属卤化物)。通道轴线与 MCP 表面法线呈斜切角(通常为 8°～14°), 以便增加电子与通道壁的碰撞概率。MCP 通道分为单级和多级, 随着级数增加, 增益和电子云扩散的空间尺寸也随之增大。
图3 微通道板单个微孔的电子倍增原理示意图(修改自文献[18])
Fig. 3 Schematic diagram of electron multiplication mechanism within a single microchannel of a microchannel plate (MCP)(adapted from Ref. [18])
1.3.1 光学读出型
光学读出型包含荧光屏阳极、光学耦合器件以及探测器三部分。
荧光屏阳极由一级或多级荧光材料层组成, 它将 MCP 输出的电子云脉冲转换为可见光辐射。这些电子在高电压作用下被加速, 穿过“临近间隙” (即 MCP 输出与荧光屏阳极之间的空间), 最终到达荧光屏[19]。图 4(a)展示荧光屏的一种由磷光层、透明导电层(通常为氧化物(如氧化铟锡(ITO)))和极薄金属反射层(如铝)构成的典型结构。当来自 MCP 的电子束轰击磷光层时, 磷光物质将电子能量转换为可见光。ITO 层在保持高透明度的同时提供均匀电场, 确保电子准直加速并避免图像畸变。外层的超薄金属膜反射磷光并向传感器方向输出增强光, 同时阻挡外部杂散光, 实现“可见光盲”特性。
光学耦合器件用于将荧光屏产生的可见光光斑投射到可见光探测器靶面上, 实现荧光屏与面阵探测器感光面的尺寸匹配。常见的耦合方案有直接接触耦合、透镜耦合和纤维光锥耦合 3 种, 图 4(b)展示不同尺寸的纤维光锥。
面阵探测器选用电荷耦合器件(charge coupled device, CCD)或互补金属氧化物半导体(complemen-tary metal oxide semiconductor, CMOS)[20–21], 因此光学读出型单光子计数探测器也称为 ICCD (intensify-ed charge-coupled device)或 ICMOS (intensified com-plementary metal-oxide-semiconductor), 二者的整体结构如图 2(a)所示。
图4 一种典型的荧光屏设计(修改自文献[20])(a)以及用于光学耦合的纤维光锥[20](b)
Fig. 4 A typical design of a phosphor screen (adapted from Ref. [20]) (a) and the fiber optic taper used for optical coupling[20] (b)
1.3.2 电子读出型
电子读出型首先通过位敏阳极接收电荷, 将电子云转换为电信号, 电子云的位置通过位敏阳极编码和解码得到[22]。按照编码原理, 可将位敏阳极分为多单元离散阳极和模拟解码阳极。模拟解码阳极通过计算阳极各路电子输出之间的关系来反演光子的空间位置, 种类较多, 可分为电阻型、楔条型、延迟线型和游标型等。
1 )多单元离散阳极探测器——多阳极微通道阵列(multi anode microchannel array, MAMA)。MA-MA 为数字型位敏阳极, 是可以收集电子云信息、具有地址编码功能的高密度阳极阵列。该阳极基于离散编码机制, 采用两层相互正交, 并且由二氧化硅绝缘介质相互隔离的金属条并联而成。这种结构设计使得从 MCP 出射的电子云团质心位置与矩阵位置一一对应, 从而实现对电子云团质心的解码。每层电极阵列通过对应的电路读取, 并且定位单个光子事件, 利用逻辑电路来识别和处理来自两个正交电极阵列的信号。从 MCP 输出的电子云需要覆盖两层以上的电极才能判断电子云的确切位置[23]。MAMA 阳极的排列方式分为粗–细阵列、平衡粗–细阵列、精细–精细阵列三代, 其中精细–精细编码阵列因其精准的设计和使用的广泛性而备受推崇。在精细–精细编码阵列中, 上排电极数量比下排多两个, 且上排电极循环 n/2 个周期, 下排电极循环(n+2)/2 个周期, 彼此交错排列, 因此一维方向上的像素数为 n×(n+2), 为确保位置的唯一性, n 必须为偶数[24]。
2 )模拟解码阳极——电阻型阳极(resistive a-node, RA)。RA 由镀在绝缘陶瓷衬底上的薄膜电阻层构成, 中心区域为均匀分布的方块电阻, 其阻值为 r, 四周边缘环绕 4 条狭窄的电阻带, 其线电阻率为 R。如图 5 所示, 4 个金属电极(A～D)分别位于阳极的 4 个边角。典型结构包括方型(图 5(a))和枕型(图 5(b))两种, 其中方型阳极要求 r/(LR)的值为 10∼ 15(L为面板宽度), 枕型阳极需满足 r/R=d(d为边缘曲率半径), 以便确保线性度。RA 的工作原理是入射光子产生的电子云撞击电阻表面后, 电荷向阳极电极扩散, 通过测量各电极上的电荷量, 结合电荷在电阻表面的分布的连续性, 计算光子的二维位置, 解码公式[25]为
图5 方型(a)和枕型(b)电阻型阳极结构
Fig. 5 Square type (a) and pillow type (b) resistance anode structure
,
。
其中, QA～QD分别为 4 个边角的电荷量。
3 )模拟解码阳极——楔条型阳极(wedge and strip anode, WSA)。由 3 个形状各异的金属电极组成, 分别为楔形(wedge)电极(W 电极)、条形(strip)电极(S 电极)和 Z 字形(zigzag)电极(Z 电极), 三者通过绝缘沟道相互隔离, 相邻电极的间距为 P(图 6)。其中, W 电极的面积沿着垂直方向(y轴)逐渐增大, 形成楔形梯度分布; S 电极的面积沿水平方向(x轴)逐渐增大, 呈现条形扩展; Z 电极则位于 W 电极与S 电极之间, 呈 Z 字形周期性排布, 用于平衡电荷分配。当电子云到达 WSA 阳极时, 分别被楔形、条形和 Z 字形 3 个电极收集, 其中楔形电极对 y 方向的位置敏感, 条形电极对 x方向的位置敏感, Z 字形电极则辅助电荷分配。电子入射位置不同, W 电极、S 电极和 Z 电极的面积分布不同, 从而 3 个电极收集的电荷量不同。记各电极收集的电荷量分别为 Qw, Qs和 Qz, 可以计算电子云的质心位置[26]:
图6 楔条型阳极的结构(修改自文献[26])
Fig. 6 Structure of wedge strip anode (adapted from Ref. [26])
,
。
4 )模拟解码阳极——游标型阳极(vernier ano-de, VA)。由多个(通常 9 个)周期性正弦电极构成, 9个电极分为 3 组(A, B, C), 每组包含 3 个电极(图7)。电极宽度按正弦规律变化, 相邻电极的相位差为 120°。以二维阳极为例, A 组电极的正弦分布沿 x方向线性变化, B 和 C 组电极则分别沿不同的方向分布。电极间通过绝缘沟道隔离, 每组电极的正弦波长相同, 但空间排布错位, 形成类似游标卡尺的精密测量结构。电子入射时, 同组内 3 个电极收集的电荷量 QA1, QA2和 QA3与其覆盖的正弦面积成正比, 可通过电荷量比值解算局部相位信息。结合 3组相位数据, 利用以下解码公式实现二维定位:
实线和虚线表示一组电极的三重态(如 1A, 1B 和 1C), 点画线表示恒定相位线
图7 二维游标阳极显示三个螺距的示意图(修改自文献[27])
Fig. 7 Schematic illustration of a two-dimensional vernier anode showing three pitchs (adapted from Ref. [27])
,
,
其中, X 和 Y 为沿着 x 和 y 方向的相位变化, Z 为整个阳极平面的相位变化; Z′为粗调像素对应的固定值; m 和 n 为 x 和 y 方向的相位变化周期数(即粗调数), A, B 和 C 是由电荷量比值确定的 3 组相位变化[25,28–29]。
5 )模拟解码阳极——延迟线型阳极(delay line anode, DLA)。由具有特定几何排布的导体延迟线构成, 典型结构有线绕(serpentine)、螺旋(helical)、双延迟线(double delay line, DDL)以及交叉延迟线(cross delay line, XDL)(图 8(a)和(b))。该类阳极利用电荷脉冲在延迟线上传播的时间差来计算电子云团的质心位置, 由两组互相垂直的延迟线组成, 每组延迟线分别测量光子入射的二维位置。当电子云撞击延迟线时, 产生的信号沿延迟线向两端传播, 通过测量信号到达两端的时间差反推电子云的撞击位置。这里以一维延迟线阳极为例, 介绍延迟线阳极的位置解码过程[31]。延迟线阳极使用具有速度延迟的导电材料(图 8(c)), 可以是蛇形或螺旋形等形状。对于任意长度 S的延迟线, 电荷脉冲在 X处入射, 并以速度 v向 A 和 B 端传播。根据电荷传输的距离计算时间差, 然后根据时间差进行位置计算, 实现质心解码。同时, 信号到达两端的绝对时间之和为恒定值, 可用于甄别噪声(如非电子入射的随机脉冲)。二维探测时, 需采用交叉延迟线或双延迟线结构, 通过多组时间差实现坐标解算[32]。
图8 交叉延迟线阳极结构(修改自文献[30])(a)、29mm 交叉延迟线阳极实物[31](b)及一维延迟线阳极的基本原理示意图(c)
Fig. 8 Crossed delay line anode structure (adapted from Ref. [30]) (a), 29 mm crossed delay line anode prototype[31] (b) and schematic diagram of the basic principle of one-dimensional delay line anode (c)
自 20 世纪 70 年代起, 极紫外天文观测逐渐从探空火箭走向卫星观测。美国 1992 年发射的 EUVE (Extreme Ultraviolet Explorer)是首个在轨履行极紫外全天巡天任务的探测卫星, 其搭载的极紫外光谱仪工作波段覆盖 70～760Å, 使用楔条型阳极结构, 空间分辨率约为 100µm, 暗计数率低于 0.5counts/ (cm2·s)[33]。随后, 1995 年发射的 SOHO(Solar and Heliospheric Observatory)卫星也在多台载荷中广泛应用光子计数型探测器, 其中, CDS (Coronal Diag-nostic Spectrometer)仪器的工作波段覆盖 150～785Å, 使用 ICCD 光学读出系统, 在 50µm 分辨率下兼顾了较好的灵敏度与成像质量[34]; SUMER(Solar Ul-traviolet Measurements of Emitted Radiation)和 UVCS(Ultraviolet Coronagraph Spectrometer)两套光谱仪则分别在 500～1610Å 和 470～1300Å 波段采用交叉延迟线阳极结构, 空间分辨率优于 25µm, 最大计数率达到 5×105counts/s, 暗计数率分别为小于 1.0 和0.6counts/(cm²·s)[35–36]。美国 1999 年的 FUSE(Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer)任务中使用的光谱仪采用双延迟线阳极, 波段覆盖 905～1187Å, 在50µm 分辨率下支持大于 104counts/s 的计数率[37]。
进入 21 世纪, 极紫外单光子计数探测器继续向更高空间分辨率及更低暗计数率的方向发展。2000年, 美国 IMAGE 卫星在其极紫外成像仪中采用WSA 阳极结构, MCP 面阵直径为 46mm, 曲面结构, 用于成像 304Å 的地球等离子层成像, 实现约 60µm的空间分辨率[38]。2001 年, 美国与英国合作的 J-PEX 火箭任务中采用 Vernier 型阳极, 光谱波段为220～245Å, 实现约 30µm 的高空间分辨率[39]。2004年, 欧洲空间局的 Rosetta 任务中搭载的 ALICE 紫外成像光谱仪采用双延迟线(DDL)阳极结构, 工作波段为 700～2050Å, MCP 面阵为 35×20mm, 曲面结构, 用于彗核周围稀薄大气的探测[40]。2006 年, 美国 NASA 的 New Horizons 任务中搭载的 ALICE 紫外光谱仪也沿用 DDL 阳极结构, 工作波段为 520～ 1870Å, MCP 同样为 35×20mm, 曲面结构, 暗计数率约为 0.3counts/(cm2·s)[41]。2007 和 2012 年, 日本分别在 KAGUYA (SELENE)和 EXCEED (SPRINT-A)任务中使用电阻型阳极探测器, KAGUYA 任务中的极紫外望远镜(TEX)实现 250µm 级别的分辨率[42], EXCEED 仪器则在 304 和 834Å 波段对金星和木星磁层展开成像观测, 暗计数率约为 0.3counts/ (cm2·s)[43]。2011 年, NASA 的木星探测器 Juno 搭载的紫外光谱仪(UVS)的工作波段为 700～2050Å, 采用交叉延迟线(XDL)阳极, 针对木星极区进行成像观测[44]。2019 年, 美国 NASA 的 ICON 任务中搭载的 EUV 光谱仪采用交叉延迟线(XDL)阳极, 用于对地球电离层的探测, 在 540～880Å 波段实现约 160μm 的空间分辨率[45]。2020 年, 欧洲空间局 Solar Orbiter 任务中的 SPICE 仪器采用 ICMOS 读出系统, 在 704～790Å 波段实现了 36µm 的空间分辨率[46]。2024 年, NASA 木卫二任务(Europa Clipper)中的 Eu-ropa-UVS 紫外光谱仪工作波段为 550～2100Å, 使用XDL 阳极, MCP 面阵直径为 75mm, 曲面结构, 空间分辨率约为 20µm, 用于木卫二表面及其稀薄大气的极紫外成像和光谱探测[47]。
我国在极紫外空间探测领域的研究起步较晚, 目前的代表性成果是嫦娥系列月球探测任务, 在304Å 波段实现地球等离子层的成像观测[4,48–49]。嫦娥三号和嫦娥七号搭载的极紫外相机采用楔条型阳极结构(WSA), MCP 面阵直径分别约为 40nm 和62mm, 空间分辨率在 200µm 以内, 最高计数率可达 105counts/s。
上述任务中相关探测器的参数列于表 1。
除了极紫外波段, MCP 光子计数成像探测器还广泛应用于近紫外和软 X 射线等其他空间天文观测波段。1990 年, 哈勃太空望远镜的 STIS 仪器采用多阳极微通道阵列(MAMA)探测器, 在 1150～3200Å 波段实现 30µm 的分辨率, 最大计数率超过 3.4× 105counts/s[50]。2000 年, NASA 的 IMAGE 卫星在其远紫外成像仪中采用 XDL 阳极, 工作波段为 1200～ 1800Å, MCP 面阵直径为 36mm, 实现 30µm 的空间分辨率[51]。2001 年, TIMED 卫星的 GUVI 仪器使用 WSA 阳极, 在 1100～1800Å 波段实现较好的测量效果, 最大计数率达到 2×105counts/s[52]。2003 年, GALEX 卫星在 FUV(1350～1800Å)和 NUV(1800～ 3000Å)波段使用交叉延迟线(XDL)阳极, 实现了30µm 的空间分辨率, 计数率超过 105counts/s[53]。2009 年, NASA 的月球勘测轨道器(LRO)搭载的 Ly-man Alpha Mapping Project(LAMP)仪器也采用 DDL阳极, MCP 面阵为 35mm×20mm, 曲面结构, 用于月球表面的极紫外成像[54]。2017 年, 中国 FY-3D卫星搭载的广角极光成像仪 WAL(Wide-band Au-roral Imager)采用楔条型阳极, 工作波段为 1400～ 1800Å, MCP 面阵直径为 33mm, 空间分辨率约为111µm, 用于极光成像探测[55]。2018 年, NASA的 Global-scale Observations of the Limb and Disk(GOLD)任务中 FUV 成像仪采用交叉延迟线(XDL)结构, MCP 采用圆盘型 MCP 栈(3 片叠加), 每片的孔径约为 12µm, 长径比约为 60:1, 阴极为 CsI, 在1320～1620Å 实现约 60μm 的空间分辨率[56]。2019年发射的 ICON 搭载的 FUV 光谱成像仪采用 ICCD, 探测器前端为 MgF2 窗口, MCP 采用双栈结构来提供所需放大量, 随后通过快速扫描 CCD 成像[57]。上述任务中的相关探测器参数列于表 2。
表1 极紫外空间天文卫星采用的 MCP 光子计数成像探测器及其参数
Table 1 MCP-based photon-counting imaging detectors used in EUV space astronomy missions and their parameters
卫星/仪器类型MCP阴极增益分辨率/µm计数率/(counts·s−1)暗计数率/(counts·cm−2·s−1)应用尺寸/mm孔径/µm形状长径比 EUVE[33]WSAϕ50–––CsI–≈100–0.5恒星 SOHO/CDS[34]ICCD50×2512.5–––4×107≈47≈105太阳 SOHO/SUMER[35]XDLϕ3610–80:1KBr2×107≈25≈5× 05< 1太阳 SOHO/UVCS[36]XDLϕ3612.5–80:1–2×107≈25≈5×1050.6太阳 FUSE[37]XDL95×2010Flat80:1KBr2×107–≈4×104–恒星 IMAGE/EUV[38]WSAϕ4612Curve80:1–2×107≈160––地球 J-PEX[39]Vernier35×356––CsI–≈30–< 1太阳 Rosetta/ALICE[40]DDL35×2012Curve80:1KBr和CsI––≈104–彗星 New Horizons/ALICE[41]DDL35×2012Curve80:1KBr和CsI––≈3×1043冥王星 KAGUYA/TEX[42]RA–12–40:1–106≈250––月球 EXCEED[43]RA–12Flat40:1CsI–––0.5金星 Juno/UVS[44]XDL46×3012Curve80:1–2×107–––木星 ICON/EUV[45]XDL60×2512.580:1≈160<0.3地球 SO/SPICE[46]ICMOSϕ256–––1.75×104≈36––太阳 Europa Clipper/UVS[47]XDLϕ7520Curve60:1CsI6×106≈20––木卫二 Chang’e-/EUVC[48]WSAϕ4012Curve80:1–107≈150–0.3地球 Chang’e-7/EUC[49]WSAϕ6212Curve80:1––≈150≈1051地球
上述各类电子云接收设备在空间分辨率、最大计数率、暗计数率及读出系统复杂度等指标上呈现差异。
表2 其他紫外及软 X 射线波段中使用的 MCP 探测器参数
Table 2 Parameters of MCP detectors used in UV and soft X-ray missions
卫星/仪器类型窗口材料MCP阴极增益分辨率/µm计数率/(counts·s−1)暗计数率/(counts·cm−2·s−1)应用尺寸/mm孔径/µm形状长径比 HST/STIS[50]MAMAMgF2–12curve–CsI7×105≈30≈3.4×105–恒星 IMAGE/FUV[51]XDLMgF2ϕ3612.5–80:1KBr107≈60≈1050.48地球 TIMED/GUVI[52]WSAMgF2ϕ25–––CsI5×106–≈2×105–地球 GALEX[53]XDLMgF2–10–80:1Cs2Te2×107≈30≈105–恒星 LRO/LAMP[54]DDL–35×2012Curve80:1CsI2×107–≈103–月球 FY-3D/WAL[55]WSAMgF2ϕ3312.5–40:1CsI107≈111≈4×105–地球 GOLD/FUV[56]XDL–27×3212.5–40:1CsI107≈60≈2×1050.25地球 ICON/FUV[57]ICCDMgF2–––––––––地球
光学读出型在计数率方面具有优势, 可达 106～ 107counts/s, 同时可实现成像与光子计数双模式切换, 适应不同观测任务的需求, 但系统复杂程度高, 需要耦合荧光屏等转换部分。Solar Orbiter 任务中的 SPICE 仪器已成功地应用 ICMOS 探测器, 达到36µm 的空间分辨率[46]。
MAMA (Multi-Anode Microchannel Array)的阳极采用二维多阳极阵列结构, 可以直接确定光子落点, 已经应用于哈勃空间望远镜的 STIS 仪器等平台。空间分辨率通常为 30～50µm, 最大计数率超过106counts/s, 具备优异的高密度事件处理和抗串扰能力[50,58]。但是, 由于每个阳极通道需独立读出, 读出电子学复杂度较高, 系统设计难度大于电阻型等类型阳极。
电阻型阳极结构简单, 通过四路电压分布信号即可实现二维定位, 无需复杂的解码算法, 因此电子学设计较易实现[25]。该结构已应用于 KAGUYA和 EXCEED 等行星空间环境探测任务中, 空间分辨率通常为 200～300µm[42–43]。但是, 电阻型阳极性能的提升受限于多个因素。首先, 电阻热噪声显著, 早期实验表明, 分辨率下限为 45µm 且难以稳定维持; 其次, 二维成像中存在明显的边缘效应, 虽然可以采用 Gear[59]提出的边缘电阻带来设计补偿, 但是无法完全消除; 此外, 尺寸扩展性差, 当尺寸大于 100mm 时, 电阻一致性及热噪声管理难度急剧增加, 限制了其在大面阵高分辨率成像应用中的发展[25,60]。
楔条型阳极用金属电极条取代电阻网络, 电极面积呈楔形、条形或 Z 字形有梯度地分布, 有效地消除电阻热噪声源, 提升了信噪比[25]。典型的系统采用三路电子学通道完成二维定位, 结构简单, 噪声较低。应用于 EUVE, IMAGE 和嫦娥三号等任务中, 实测结果空间分辨率通常在 80～200µm 范围内, 计数率达到 104～105counts/s, 暗计数率约为 1counts/(cm2·s)[4,33,38,61]。但是, 由于电极的周期性排布, 会引入固定图形噪声, 导致图像的周期性畸变, 需要通过后处理算法或优化电极设计加以校正。
游标型阳极通过多组正弦周期电极设计, 实现相位叠加定位, 有效地抑制了固定图形噪声, 并获得高精度定位能力。游标型阳极的空间分辨率可优于 30µm (如 J-PEX 任务中实测分辨率达到 30µm 以内), 暗计数率小于 1counts/(cm2·s)[39]。与楔条型相比, 游标型阳极需更多的电子学通道(通常 9 组), 同时对电极制造精度、绝缘沟道设计及信号解码算法要求极高, 微小的工艺偏差可导致电容变化, 进而影响定位精度。此外, 实时多相位数据处理对电子系统的算力提出较高的要求, 波数(周期长度与粗调波长比值)的选择亦需在探测范围与精度之间谨慎权衡[28–29]。
延迟线阳极通过测量光子信号在延迟线两端传播的时间差来确定位置, 避免传统电荷网格结构受RC 常数限制问题, 实现更高的空间分辨率[62–63]。空间分辨率通常为 25～50µm, 计数率上限达到 106counts/s, 暗计数率通常低于 1counts/(cm2·s)[36–37,64]。该结构已在 SOHO(SUMER, UVCS)和 FUSE 等极紫外波段探测任务中成功应用。尽管延迟线阳极具备出色的性能, 但系统需依赖高精度绕制延迟线和高速 TDC(Time-to-Digital Converter)模块, 整体电子学设计复杂, 对同步和时间分辨能力要求高[62–63]。
综上所述, 不同类型阳极结构在空间分辨率、最大计数率和读出复杂度等方面的性能存在差异。高分辨率阳极(如延迟线、MAMA)往往意味着高电子学复杂度、高功耗和更高的系统成本, 而低分辨、低计数率阳极(如电阻型、WSA)适合应用于空间分辨率要求较低的任务。各类阳极各有优劣, 需结合具体任务目标与平台资源配置进行有针对性的选型。不同类型探测器的性能及制造工艺等指标列于表 3。
量子效率、暗计数率、空间分辨率和计数率等是极紫外空间天文探测使用单光子计数成像探测器的核心指标, 未来的发展将是针对上述单项或多项指标的优化及提升。
表3 不同类型探测器的性能比较
Table 3 Comparison of performance for different types of detectors
探测器分辨率/µm计数率/(counts·s−1)读出系统复杂程度制造工艺复杂程度 ICCD, ICMOS>40≈106中等中等 MAMA>50>106复杂复杂 RA>200≈105简单简单 WSA>80≈105简单简单 DLA>50>106较简单中等 Vernier>40≈105较复杂中等
对于降低暗计数率, 可以考虑新的 MCP 材料, 如硅基 MCP 因低本底噪声(<0.05counts/(cm2·s))、高热稳定性(耐温>800°C)及可定制化孔径的特性[65], 近年逐渐成为新的研究方向。此外, 可采用原子层沉积(atomic layer deposition, ALD)技术对 MCP 内通道表面进行处理。比如, 利用 ALD技术在 MCP 的内通道壁上均匀地沉积一层高二次电子发射(secon-dary electron emission, SEE)性能的材料, 如氧化铝(Al2O3)。实验表明, 经过 ALD 处理的 MCP(ALD-MCP)在二次电子发射效率方面显著地优于传统的MCP, 其输出电流比传统 MCP 高出约 5 倍[66]。Cre-mer 等[67]及 Ertley 等[68]的研究表明, ALD 工艺不仅降低暗计数率, 还显著地改善增益均匀性和抗辐照性能, 即通过改善通道内表面的均匀性和稳定性减少离子反馈和材料退化, 从而显著地延长 MCP 的有效使用寿命。此外, ICON EUV 光谱仪的在轨运行结果表明, 通过合理的增益控制与周期性标定, MCP 探测器在长期空间环境中仍然能保持稳定性能[69]。这一实测结果可以为未来任务中探测器的寿命设计以及在轨监测提供参考。
对于光学读出型, 在提高计数率时可以考虑用CMOS 探测器替代 CCD。与 CCD 相比, CMOS 读出技术兼具多条优势, 其读出通路分散至像素内, 可真正实现并行多通路读出, 从而显著地提升帧率并缩短读出时间。此外, CMOS 工艺支持在像素级或列级集成时间戳、触发逻辑或模数转换, 有利于单光子计数或高时间分辨成像。在模块化和系统集成方面, CMOS 与数字电路兼容。相较之下, 传统的CCD 用串行荷电转移方式读出, 读出速度受限且难以集成像素级逻辑。然而, CCD 在低读噪、均匀性、线性响应和大饱和容量方面仍然有竞争力[70]。例如, Solar Orbiter 的 SPICE 上采用了此项技术, 日本正在研制的 LUPTA 卫星也计划采用ICMOS 光子计数型成像探测器[71], 印度的 Wide-field Ultraviolet Imager 也计划采用此技术[72]。
对于电子读出型, 新型阳极则有望同时提高探测器的空间分辨率和最大计数率, 如交叉条阳极(cross strip, XS)(图 9(a))。该阳极采用双层结构, 首先在绝缘基底上通过镀膜刻蚀得到一组导电条, 用于 x方向位置识别, 接着在上方与已有导电条垂直的方向依次放置绝缘条和导电条, 用于 y方向位置识别, 每个导电条均配备一组放大器及电子读出电路。经 MCP 倍增后的电子云覆盖至多个导电条, 使用最接近电子云质心的 3 条微条形电极所收集的电荷作为解码数据, 经过解码计算得到光子入射位置[16]。由于在两个方向存在多个阳极导电条且各自独立读出, 该结构配合其解码算法可实现更高的空间分辨率和计数率, 并可以减少处理解码公式时所做近似计算带来的坐标偏移[74–75]。此外, 交叉条阳极对 MCP 电子增益要求较低(5×105), 而低电子增益使用要求可以延长 MCP 的使用寿命, 有利于长寿命的卫星任务。Vallerga 等[73] 2014 年通过交叉条与专用集成电路(ASIC)的结合, 完成 50mm×50mm 的原型阳极(图 9(b)), 实现 7µm FWHM 的空间分辨率。Curtis 等[76]近期基于多通道 ASIC 电路实现 50mm×50mm 的交叉条读出, 空间分辨率达到 7µm, 全局计数率超过 107 counts/s。
图9 交叉条探测器的简单原理示意图(修改自文献[73])(a)以及 x和 y方向各有 80 条交叉条的阳极实物(b)[73]
Fig. 9 Simplified schematic of the crossed-strip detector (adapted from Ref. [73]) (a) and prototype of the crossed-strip anode with 80 strips in x and y directions (b)[73]
随着半导体技术的发展, 基于 MCP+多像素探测器(图 10(a))成为极紫外光子计数成像探测器领域一个新的研究方向, 结合定制的读出集成电路和二维半导体像素阵列, 能够实现接近 30µm 的空间分辨率[75]。这种新型探测器通过定制的 Microchannel Plate Readout ASIC 读出系统, 降低读出噪声, 提高信噪比。因为各个像素独立读出, 单个像素计数率可达 105counts/s, 最大计数率更高[75]。
(a)具有MIRA ASIC读出电路的探测器(修改自文献[75]); (b)上半部分显示游标型阳极的一个电极三重态形式, 虚线表示通过比较收集的电荷水平而产生的像素边界的位置, 下部分为此操作模式的另一种实现(修改自文献[58])
图10 多像素读出(a)与游标阳极电荷比较读出(b)示意图
Fig. 10 Schematic diagram of multi-pixel readout (a) and vernier anode charge comparison readout (b)
作为新型的读出方式, 电荷比较技术也是提高计数率以及空间分辨率的一种可能的实现方式。该技术通过比较一组电极上的电荷幅度来确定事件的位置坐标。如图 10(b)所示, 以 Vernier 阳极为例展示其原理。与 Vernier 的电荷分割读出技术不同, 电荷比较技术不需要精确地测量每个电极上的电荷量, 而是通过比较电极上的电荷幅度来确定事件的位置。这种方法降低对信噪比的要求, 使得探测器可以在较低的增益下工作, 从而提高计数率阈值。若结合高通道数 ASIC, 未来或许可以在大面积探测器中实现更高的空间分辨率和 107counts/s 的计数率[73,77]。
单光子计数型成像探测器是极紫外天文探测核心部件, 在太阳、恒星和行星的极紫外波段探测任务中均有应用。本文整理了基于 MCP 的光子计数型成像探测器(包括 ICCD 和 ICMOS 等光学读出型以及电阻型、楔条型、游标型和延迟线等电子读出型)的工作原理与在已有任务中的应用情况, 并梳理了这些任务中使用的探测器类型及达到的面阵尺寸、空间分辨率、最大计数率和暗计数率等参数。不同类型探测器的性能参数各有特点, 其中暗计数率主要与 MCP 自身特性相关, 不同类型间差别不大, 而空间分辨率和最大计数率则与 MCP 参数和读出方式等均有关。当探测器空间分辨率≥100µm, 计数率≤105counts/s 时, 可以采用阳极制作容易、读出通道少的楔条型和电阻型探测器, 我国未来的极紫外天文探测载荷对探测器空间分辨率和计数率要求不高的任务中可考虑该类型。当探测器的空间分辨率在 50～100µm, 计数率≤106counts/s 时, 可以采用 MAMA类型、Vernier 类型、延迟线和 ICMOS 类型的探测器, 如日本最近提出的 LAPYUTA 任务和印度的 Wide-field Ultraviolet Imager 都计划采用ICMOS 系统[71–72], 美国未来的 ESCAPE(extreme-ultraviolet stellar characterization for atmospheric phy-sics and evolution)和 NExtUP (next-generation EUV telescope for ultraviolet photometry)这两个任务都采用延迟线阳极[78–79]。
然而, 同时满足高空间分辨率(≤50µm)和高计数率(计数率≥107counts/s)的探测器, 目前尚不成熟, 光学读出型的 ICMOS、电子学读出型的交叉条阳极以及采用电荷比较技术的位敏阳极探测器等都是当前国内外研究的热点。近年来, 美国 NASA 针对HWO (habitable worlds observatory)发布紫外技术发展白皮书, 总结了 UV 和 EUV 探测器及相关组件的现状、未来需求以及技术发展路径。该文件指出, 为了满足未来空间天文探测任务的科学目标, 探测器需在高量子效率和低暗计数率的前提下, 实现大面积成像、多通道读出和长期可靠运行[80]。结合当前国际趋势, 未来极紫外光子计数成像探测器的研究可以包括如下重点问题: 采用 ALD 工艺优化MCP 通道结构, 提升稳定性以及寿命; 推进高灵敏ICMOS 光学读出, 实现高帧率与时间分辨率; 发展基于 ASIC 的交叉条与电荷比较型读出电子学, 提升空间分辨率和计数率上限。
对于上述不同类型的单光子计数探测器, 我国只有基于 MCP 的楔条型阳极(WSA)探测器的在轨飞行经验, 空间分辨率在 100～200µm 之间[49,56]。未来可以加强光阴极、新型 MCP 材料、光学读出型的 ICMOS、电子学读出型的交叉条阳极、采用电荷比较技术的位敏阳极及后面的读出电子学等多方面的研究, 提升探测器性能参数, 更好地服务我国蓬勃发展的极紫外空间天文探测任务。
参考文献
[1] Cruddace P, Paresce F, Bowyer S, et al. On the opacity of the interstellar medium to ultrasoft X-rays and ex-treme-ultraviolet radiation. The Astrophysical Journal, 1974, 187: 497–504
[2] Mason J P, Woods T N, Webb D F, et al. Relationship of EUV irradiance coronal dimming slope and depth to coronal mass ejection speed and mass. The Astrophy-sical Journal, 2016, 830: 20–31
[3] 白先勇, 田晖, 邓元勇, 等. 太阳极紫外光谱探测的历史与展望. 空间科学学报, 2023, 43(3): 406–422
[4] Landi E, Hutton R, Brage T, et al. Hinode/EIS measure-ments of active-region magnetic fields. The Astrophy-sical Journal, 2020, 904: 87–108
[5] Chen Bo, Song Kefei, Li Zhaohui, et al. Development and calibration of the Moon-based EUV camera for Chang’e-3. Research in Astronomy and Astrophysics, 2014, 14: 1654–1663
[6] 田晖, 白先勇, 邓元勇, 等. 晚型恒星极紫外和 X射线探测的科学目标与初步方案. 中国科学: 物理学力学天文学, 2022, 52(11): 131–148
[7] Marsh M C, Barstow M A, Buckley D A, et al. An EUV-selected sample of DA white dwarfs from the ROSAT All-Sky Survey. II. EUV and soft X-ray properties. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 1997, 287: 705–721
[8] Stern R, Bowyer S. Apollo-soyuz survey of the ex-treme-ultraviolet/soft X-ray background. The Astro-physical Journal, 1979, 230: 755–767
[9] Hurwitz M, Sasseen T P, Sirk M M. Observations of diffuse extreme-ultraviolet emission with the cosmic hot interstellar plasma spectrometer (CHIPS). The As-trophysical Journal, 2005, 623: 911–923
[10] Christian D J, Craig N, Dupuis J, et al. Extreme ultra-violet explorer optical identification campaign. IV. A northern hemisphere sample of active late-type stars and typical EUV sources. The Astronomical Journal, 2001, 122: 378–391
[11] 田晖, 白先勇, 封莉, 等. 空间天气探源计划(探冕计划). 空间科学学报, 2025, 45(4): 881–898
[12] Gorman A, Finlayson N, Erdogan A, et al. ATLAS: a large array, on‑chip compute SPAD camera for multi-speckle diffuse correlation spectroscopy. Biomedical Optics Express, 2024, 15(11): 6499–6515
[13] Nikzad S, Hoenk M, Jewell A D, et al. Single photon counting UV solar‑blind detectors using silicon and III‑nitride materials. Sensors, 2016, 16(6): 927–947
[14] 向秋东. 碲化铯阴极紫外光子成像探测器的研究[D]. 长春: 中国科学院长春光学精密机械与物理研究所, 2017
[15] 刘永安. 交叉延迟线光子计数成像探测器关键技术研究[D]. 北京: 中国科学院大学, 2022
[16] Tremsin A S, Siegmund O H W. The quantum effici-ency and stability of UV and soft X-ray photocathodes. Proc SPIE, 2005, 5920: 111–123
[17] Yoshioka K, Homma T, Murakami G, et al. High sensi-tivity microchannel plate detectors for space extreme ultraviolet missions. Rev Sci Instrum, 2012, 83(8): 083117
[18] 刘术林, 李翔, 邓广绪, 等. 低噪声、高增益微通道板的研制. 应用光学, 2006, 27(6): 552–558
[19] 潘京生. 微通道板及其成像探测应用的研究[D]. 长春: 长春理工大学, 2013
[20] Schuhle U. Intensified solid state sensor cameras: ICCD and IAPS. ISSI Scientific Reports Series, 2010, 9: 419–428
[21] 石东新, 傅新宇, 张远. CMOS 与 CCD 性能及高清应用比较. 通信技术, 2010, 43(12): 174–176
[22] 刘修富. 具有双32路电极的交叉条形阳极光子成像探测器研究[D]. 北京: 中国科学院大学, 2018
[23] Gethyn J T. Recent advances with the MAMA detector systems. Proc SPIE, 1994, 2278: 134–137
[24] 李慧蕊, 赵文锦, 申屠军, 冯兵. 多阳极微通道阵列(MAMA)探测器及其应用. 真空科学与技术学报, 2004, 24(1): 27–32
[25] 雷帆朴. 基于位敏阳极的单光子成像关键技术研究[D]. 北京: 中国科学院大学, 2019
[26] 石吟馨, 戴丽英, 唐光华. 楔条形阳极紫外探测器综述. 真空电子技术, 2011(6): 1–4
[27] Lapington J S, Sanderson B, Worth L B C, et al. Imaging achievements with the Vernier readout. Nucl Instrum Methods Phys Res A, 2002, 477: 250–255
[28] 邢妍, 陈波, 王海峰, 等. Vernier型光子计数探测器阳极电容仿真与试验研究. 物理学报, 2015, 64(8): 93–102
[29] 赵爱荣, 尼启良, 宋克非. Vernier 阳极设计与成像模拟. 光谱学与光谱分析, 2015, 35(12): 3334–3340
[30] Vallerga J, McPhate J. Optimization of the readout electronics for microchannel plate delay line anodes. Proc SPIE, 2000, 4139: 34–42
[31] Siegmund O H W, Vallerga J, Jelinsky P, et al. Cross delay line detectors for high time resolution astrono-mical polarimetry and biological fluorescence ima-ging. IEEE Nuclear Science Symposium Conference Record, 2005, 1: 448–452
[32] 朱小龙, 马新文, 沙杉, 等. 延迟线阳极微通道板两维成像探测器. 核电子学与探测技术, 2004, 24 (3): 253–256
[33] Siegmund O H W. Microchannel plate EUV detectors for the extreme ultraviolet explorer. IEEE Trans Nucl Sci, 1984, 31(1): 776–779
[34] Harrison R A, Sawyer E C, Carter M K, et al. The coronal diagnostic spectrometer for the solar and he-liospheric observatory. Sol Phys, 1995, 162: 233–290
[35] Wilhelm K, Curdt W, Marsch E, et al. SUMER — solar ultraviolet measurements of emitted radiation. Sol Phys, 1995, 162: 189–231
[36] Siegmund O H W, Stock J M, Marsh D R, et al. Delay line detectors for the UVCS and SUMER instruments on the SOHO satellite. Proc SPIE, 1994, 2280: 100–110
[37] Sahnow D J, Moos H W, Ake T B, et al. On-orbit performance of the far ultraviolet spectroscopic ex-plorer satellite. The Astrophysical Journal, 2000, 538: L7–L12
[38] Sandel B, Broadfoot A, Curtis C, et al. The extreme ultraviolet imager investigation for the IMAGE mis-sion. Space Sci Rev, 2000, 91: 197–242
[39] Barstow M A, Bannister N P, Cruddace R G, et al. The joint astrophysical plasmadynamic EXperiment (J-PEX): a high-resolution rocket spectrometer. Proc SPIE, 2003, 4854: 654–664
[40] Stern S A, Slater D C, Scherrer J, et al. ALICE: the rosetta ultraviolet imaging spectrograph. Space Sci Rev, 2007, 128: 507–527
[41] Stern S A, Slater D C, Scherrer J, et al. ALICE: the ultraviolet imaging spectrograph aboard the new hori-zons Pluto-Kuiper belt mission. Space Sci Rev, 2008, 140: 155–187
[42] Yoshikawa I, Yamazaki A, Murakami G, et al. Tele-scope of extreme ultraviolet (TEX) onboard SELENE: science from the Moon. Earth Planet Sp, 2008, 60: 407–416
[43] Yoshioka K, Murakami G, Yamazaki A, et al. The extreme ultraviolet spectroscope for planetary science, EXCEED. Planet Space Sci, 2013, 85: 250–260
[44] Gladstone G R, Persyn S C, Eterno J S, et al. The ultraviolet spectrograph on NASA’s Juno mission. Space Sci Rev, 2017, 213: 447–473
[45] Sirk M M, Korpela E J, Ishikawa Y, et al. Design and performance of the ICON EUV spectrograph. Space Sci Rev, 2017, 212: 631–643
[46] Anderson M, Appourchaux T, Auchère F, et al. The solar orbiter SPICE instrument: an extreme UV ima-ging spectrometer. Astronomy & Astrophysics, 2020, 642: A14
[47] Retherford K D, Becker T M, Gladstone G R, et al. Europa ultraviolet spectrograph (Europa-UVS). Space Sci Rev, 2020, 220: 89–110
[48] Ni Q, Song K, Liu S, et al. Curved focal plane ex- treme ultraviolet detector array for a EUV camera on CHANG E lander. Optics Express, 2015, 23(24): 30755–30766
[49] He Lingping, He Fei, Chen Bo, et al. Dual-wavelength extreme ultraviolet camera (EUC) for the Chang’E-7 mission: instrument development and calibration. Sci-ence China Technological Sciences, 2025, 68: 2220601
[50] Kimble R A, Woodgate B E, Bowers, et al. The on-orbit performance of the space telescope imaging spectro-graph (STIS). The Astrophysical Journal, 1998, 492: L83
[51] Mende S, Heetderks H, Frey H, et al. Far ultraviolet imaging from the IMAGE spacecraft. 3. Spectral ima-ging of Lyman-α and OI 135.6 nm. Space Science Reviews, 2000, 91: 287–318
[52] Paxton L J, Christensen A B, Morrison D, et al. GUVI: a hyperspectral imager for geospace. Proc SPIE, 2004, 5660: 228–240
[53] Siegmund O H W, Jelinsky P N, Jelinsky S R, et al. High-resolution cross delay line detectors for the GA-LEX mission. Proc SPIE, 1999, 3765: 429–440
[54] Gladstone G R, Stern S A, Retherford K D, et al. LAMP: The lyman alpha mapping project on NASA’s lunar reconnaissance orbiter mission. Space Sci Rev, 2010, 150: 161–181
[55] Han Zhenwei, Song Kefei, Zhang Hongji, et al. Photon counting imaging with low noise and a wide dynamic range for aurora observations. Sensors, 2020, 20(20): 5958
[56] Siegmund O H W, McPhate J, Curtis T, et al. Ultravi-olet imaging detectors for the GOLD mission. Procee-dings of SPIE, 2016, 9905: 99050D
[57] Mende S B, Frey H U, Rider K, et al. The far ultra‑ violet imager on the ICON mission. Space Science Reviews, 2017, 212(3): 655–696
[58] Lapington J S. Developments in imaging devices for microchannel plate detectors. Proceedings of SPIE, 2003, 4854: 191–202
[59] Gear C W. Proceedings of the Skylop conlerence on computer systems in experimentalnuclear physics // USAE Conf-670301. New York, 1969: 552–564
[60] Jahoda K, McCammon D, Elsner R F, et al. Applica-tions of microchannel plate detectors to EUV and soft X-ray imaging. Review of Scientific Instruments, 1993, 64(4): 897–906
[61] Lapington J S. A comparison of readout techniques for high-resolution imaging with microchannel plate de-tectors. Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A, 2004, 525(1/2): 361–368
[62] Siegmund O H W, Gummin M A, Stock J M, et al. High-resolution monolithic delay-line readout techni-ques for two-dimensional microchannel plate detec-tors. Proc SPIE, 1993, 2006: 176–187
[63] Siegmund O H W, Vallerga J, Welsh B, et al. High speed optical imaging photon counting microchannel plate detectors for astronomical and space sensing applications [C/OL] // Proceedings of the Advanced Maui Optical and Space Surveillance Technologies Conference. (2009) [2025–07–17]. https://amostech. com/TechnicalPapers/2009/Poster/Siegmund.pdf
[64] Sobottka S E, Williams M B. Delay line readout of microchannel plates. IEEE Transactions on Nuclear Science, 1988, 35(1): 348–351
[65] Siegmund O H W, Vallerga J, McPhate J B, et al. Next generation microchannel plate detector technologies for UV astronomy. Proc SPIE, 2004, 5488: 789–800
[66] Cao W, Zhu B, Bai X, et al. High-sensitivity and long-life microchannel plate processed by atomic layer de-position. Nanoscale Research Letters, 2019, 14: 153
[67] Cremer T, Aviles M, Butler S D, et al. Large-area, high-resolution atomic layer deposited microchannel plates for UV imaging and particle identification in space science applications. Proc SPIE, 2021, 11821: 118210D
[68] Ertley C, Siegmund O, Cremer T, et al. Performance studies of atomic layer deposited microchannel plate electron multipliers. Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectro-meters, Detectors and Associated Equipment, 2018, 912: 75–77
[69] Korpela E J, Sirk M M, Edelstein J, et al. In‑flight performance of the ICON EUV spectrograph. Space Science Reviews, 2023, 219: 24
[70] Litwiller A G. CCD vs CMOS: a comparison. Photo-nics Spectra, 2017, 51(6): 44–49
[71] Tsuchiya F, Murakami G, Yamazaki A, et al. Overview of the LAPYUTA mission (life-environmentology, as-tronomy, and planetary ultraviolet telescope assemb-ly). Proc SPIE, 2024, 13093: 130930I
[72] Mathew J, Ambily S, Prakash A, et al. Wide-field ultraviolet imager for astronomical transient studies. Experimental Astronomy, 2018, 45: 201–218
[73] Vallerga J, Tremsin A S, Siegmund O H W, et al. Cross strip anode readouts for large format, photon counting microchannel plate detectors: developing flight quali-fied prototypes of the detector and electronics. Proc SPIE, 2014, 9144: 91443J
[74] Tremsin A S, Vallerga J V, Siegmund O H W, et al. Cen-troiding algorithms and spatial resolution of photon counting detectors with cross-strip anodes. Proc SPIE, 2003, 5164: 113–124
[75] Uslenghi M, Ciceri S, Ghigo M, et al. Development of a novel photon counting detector for UV spectro-graphs. Proc SPIE, 2022, 12191: 121912O
[76] Curtis T, Siegmund O H W, McPhate J, et al. Develo-pment of large area cross-strip readout technologies for microchannel plate UV detectors. Proc SPIE, 2024, 13103: 131031S
[77] Siegmund O H W. Microchannel plate imaging detector technologies for UV instruments. Space Science Re-views, 2001, 91: 271–285
[78] France K, Fleming B, Youngblood A, et al. Extreme-ultraviolet stellar characterization for atmospheric physics and evolution mission: motivation and over-view. Journal of Astronomical Telescopes, Instru-ments, and Systems, 2022, 8(1): 014006
[79] Drake J J, Cheimets P, Garraffo C, et al. NExtUP: the normal-incidence extreme ultraviolet photometer. Proc SPIE, 2021, 11821: 1182108
[80] Tuttle S, Matsumura M, Ardila D R, et al. Ultraviolet technology to prepare for the habitable worlds obser-vatory [EB/OL]. (2024–08–14)[2025–07–17]. https:// arxiv.org/abs/2408.07242
History and Future Perspectives of Photon Counting Imaging Detector for Extreme Ultraviolet Space Astronomical Exploration
Abstract This paper systematically summarizes the history, technical principles, and current application status of photon counting imaging detectors based on microchannel plates (MCPs) for extreme ultraviolet (EUV) astronomical observations. The article first introduces the scientific significance and technical challenges of EUV astronomical observations, and explains the key role of photon counting imaging detectors in weak light detection. Secondly, it elaborates on the basic structure of the photocathode material, MCP detector, the electron multiplication mechanism, and the working principles and performance characteristics of optical readout and electronic readout types (such as resistive type, wedge strip type, cursor type, delay line type, cross strip type, etc.). It reviews the types, parameters, and in-orbit performance of MCP-based detectors used in important EUV and ultraviolet and soft X-ray astronomical missions worldwide since the 1970s, summarizes the differences in spatial resolution, count rate, dark count rate, and system complexity among various anode structures. Finally, in combination with international development trends and future mission requirements such as China’s Coronal Explorer for our Sun and nearly Stars (CESS) program, it analyzes the performance requirements of core parameters such as quantum efficiency, spatial resolution, maximum count rate, and dark count rate, and suggests the types of detectors to be focused on.
Key words sun; stars; extreme ultraviolet (EUV) astronomical observations; photon counting imaging detectors