EUV光刻的另一段故事

（原标题：EUV光刻的另一段故事）

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天文学家卡尔·萨根喜欢提醒我们，我们都是由星尘构成的。超新星爆炸是某些类型的衰败恒星的灾难性自我毁灭，它与地球上的生命密切相关，因为它们是整个宇宙中重元素的诞生地。我们血液中的大部分铁和氨基酸中的硫都源自数十亿年前爆炸的恒星。但我们发现了超新星与人类世界之间的另一种相当令人惊讶的联系——具体来说，它与制造最新智能手机和其他电子设备 所需的计算机芯片的技术有关。

这种联系是在几年前我、杰森·斯图尔特和祖父鲁道夫·舒尔茨的一系列对话中产生的 。我的祖父是一位狂热的天文爱好者，他在家里的门厅里放了一架大型反射望远镜，就在入口处，随时可以随时使用。我上高中时，他递给我一本史蒂芬·霍金的《时间简史》（Bantam Books，1988 年），引导我终生热爱物理。最近，我祖父的天文视角也对我的职业生涯产生了意外的帮助，正如我在图森山麓他家的一次观察会上向他解释的那样。

我向祖父介绍我在 ASML 实验室的工作情况 ， ASML是一家总部位于荷兰的公司，专门开发和制造用于制造半导体芯片的设备。大约 10 年前，我正在帮助改进一种使用极紫外( EUV ) 光制造芯片的系统。尽管EUV 光刻技术对于制造当今最先进的微芯片至关重要，但在当时，它是一项仍在开发中的高难度技术。为了产生 EUV 光，我们需要将强激光脉冲聚焦到飞过充满低密度氢气的腔室的 30 微米宽的锡液滴上。激光的能量将液滴转化为等离子球，这些等离子球的温度是太阳表面的 40 倍，从而使锡发出强烈的紫外线。作为副产品，等离子球会产生冲击波，冲击波会穿过周围的氢气。不幸的是，爆炸还释放出锡碎片，这些碎片极难处理。

回想起祖父教我的天文学课，我意识到这个过程的许多方面与超新星爆炸时的情况有着有趣的相似之处：突然爆炸、不断膨胀的等离子体碎片云以及冲击稀薄氢环境的冲击波。（星际物质主要由氢组成。）为了改进我们的 EUV 装置，我们将记录来自等离子球的冲击波的演变，就像天文学家研究超新星的残骸以推断产生它们的恒星爆炸的特性一样。我们甚至使用了一些相同的设备，例如一种针对高能氢原子特有的深红色发射进行调谐的过滤器，称为氢-α 或 H-α 过滤器。尽管超新星的能量是锡爆炸的 10 45倍，但相同的数学公式描述了这两种爆炸的演变。锡等离子体冲击和超新星冲击之间的密切物理相似性已被证明是解决棘手的锡碎片问题的关键。

透过望远镜，夜空中点缀着爆炸后恒星的发光残骸。这些古老而遥远的天体与用于制造世界上最先进半导体芯片的现代设备之间的联系让我祖父感到兴奋不已。他觉得许多其他像他一样的天文爱好者会喜欢读这个故事。我告诉他，如果他愿意成为我的合著者，我会把它写下来——他确实这么做了。

遗憾的是，我的祖父没能亲眼见证我们这篇文章的完成。但他确实亲眼见证了这些天体物理相似性所带来的重要实际影响：它们帮助我在 ASML 的团队生产出明亮、可靠的 EUV 光源，从而推动了 商业芯片制造的重大进步。

EUV 与摩尔定律

我对 EUV 微型超新星的探索始于 2012 年，当时我刚刚完成 洛斯阿拉莫斯国家实验室的博士后研究工作，正在寻找学术界以外的第一份工作。一位朋友让我对在半导体行业工作的可能性产生了兴趣，在这个行业中，制造商们不断展开高风险的竞争，以制造更小、更快的电路。我了解到，用于在计算机芯片上创建特征的光刻工艺正处于危机时刻，它带来了有趣的工程挑战。

在光刻技术中，光用于将复杂的图案压印在准备好的硅基片上。该过程在一系列蚀刻、掺杂和沉积步骤中重复多次，以创建多达一百层；这些层中的图案最终定义了计算机芯片的电路。可以转移到硅基片上的特征的尺寸由成像系统和光的波长决定。波长越短，光的能量越大，特征越小。当时使用的紫外线波长对于下一代芯片来说太长太粗糙。如果我们不能创造一种强大的短波长 EUV 光源，光刻技术，以及可能价值近万亿美元的电子行业，将会停滞不前。

当时，可用的 EUV 光源太弱了，大约是其十分之一。实现如此巨大的功率提升的任务非常艰巨，以至于我与家人争论是否应该从事 EUV 光刻事业。许多专家认为这项技术永远无法商业化。尽管我心存疑虑，但时任 ASML 技术开发副总裁的 Daniel Brown 还是说服了我，他认为 EUV 是实现芯片性能下一次大幅飞跃的最佳方式。

几十年来，制造商设法将越来越多的晶体管塞进集成电路中，从 1971 年的约 2,000 个晶体管增加到 2024 年的 2,000 亿个。工程师们通过逐步缩短光的波长和扩大光刻中使用的成像系统的数值孔径，使摩尔定律（晶体管数量每隔几年翻一番）持续了 50 多年。

20 世纪 80 年代的光刻系统使用汞灯，其辐射波长为 436 纳米（紫光），后来达到 365 纳米（近紫外）。为了进一步缩小晶体管的特征尺寸，人们发明了高功率激光器，可以产生波长更短的紫外光束，即 248 纳米和 193 纳米。然而，波长越来越短的趋势却遭遇了阻碍，因为几乎所有已知的透镜材料都会吸收波长小于 150 纳米的光。

有一段时间，光刻师们设法利用一种巧妙的技巧不断取得进展：他们在 镜头和硅片之间放水，以提高成像系统的聚焦能力。但最终，缩小尺寸的过程停滞不前，工程师们被迫转向更短的波长。这种转变反过来又需要用镜子代替镜头，而这会带来一些损失。镜子无法达到与之前的镜头加水组合相同的聚焦精度。为了取得有意义的进展，我们需要大幅缩短光的波长到 13.5 纳米左右，或者说是人眼能看到的最短可见紫光波长的三十分之一。

为了达到这个目的，我们需要某种温度极高的东西。白炽光源发出的光的波长由其温度决定。太阳表面的温度为 6,000 °C，在可见光谱中辐射最强。要获得波长为 13.5 nm 的 EUV 光，需要温度极高的光源，大约 200,000 °C。

在 ASML，我们选定了高温高能锡等离子体作为制造 EUV“灯泡”的最佳方式。由于电子的特殊排列方式，高度激发的锡离子会将大部分光线辐射到行业所需的 13.5 纳米波长附近的窄带中。

我们面临的最大问题是如何可靠地产生这种锡等离子体。芯片制造中的光刻工艺需要特定的、高度一致的 EUV 辐射剂量来曝光光刻胶（用于在晶圆上创建电路图案的光敏材料）。因此，光源必须提供准确的能量。同样重要的是，它必须长时间连续地这样做，不能因维修或维护而暂停，从而产生高昂的成本。

我们设计了一个 类似鲁布·戈德堡的系统，其中两束激光瞄准一滴熔融的锡。第一束激光将锡滴变成煎饼状的圆盘。第二束激光用短而高能的激光脉冲击中锡，将其转化为高温等离子体。然后，一个近乎半球形的多层镜子收集来自等离子体的 EUV 光并将其投射到光刻扫描仪中，光刻扫描仪是一种公交车大小的工具，它利用光将图案投射到硅晶片上。

要维持足够强度的 EUV 光源以进行光刻，需要功率为几十千瓦的主激光器，每秒发射约 50,000 滴锡。在不到千万分之一秒的时间内，每个激光脉冲将锡从 30 微米宽的液滴转变为毫米宽的等离子爆炸，体积是其原始体积的数万倍。英特尔光刻和硬件解决方案总监Mark Phillips将我们正在帮助开发的 EUV 光刻机描述为“有史以来技术最先进的工具”。

在每秒 50,000 滴液滴的高强度运行条件下，我们的每台光刻机每年都有可能产生近 1 万亿次脉冲，总计产生数升熔融锡。在所有这些过程中，覆盖在收集器光学元件上的一纳米锡碎片就会使 EUV 传输降低到不可接受的水平，并使机器停止运行。正如我们业内所说的那样，仅仅制造电力是不够的；我们必须在 电力存在的 情况下生存下来。

极紫外 (EUV) 和太空中的氢

低密度氢气的持续冲刷保护了镜子和周围的容器，使其免受锡蒸发物喷射的伤害。这些碎片的初速度为每秒数十公里，远高于氢中的音速。因此，当超音速锡撞击氢气时，会产生向外扩散的冲击波——这种冲击波与超新星爆炸膨胀到充满星际空间的稀薄氢气时发生的冲击波非常相似。

不过，低密度氢气也在移动，以每小时数百公里的速度流过机器。气体在移动过程中减慢、冷却并冲走高能锡碎片。为了确定我们需要多少氢气来清除锡并防止气体过热，首先我们必须计算出激光产生的等离子体释放的总能量。而计算出这个数字并非易事。

我和 ASML 的同事们找到了一种有效的方法来测量锡爆炸的能量，不是直接研究等离子体，而是观察氢气的反应。事后看来，这个想法似乎很清晰，但当时有很多摸索。当我拍摄锡等离子体的图像时，我不断观察到一个更大的红色发光球体围绕着它。等离子体爆炸似乎正在诱导氢气发射 H-alpha。但这些观察结果给我们留下了许多未知数：为什么这些球体有特定的尺寸（直径几毫米），它们是如何演变的，最重要的是，我们如何研究辉光来测量沉积在气体中的能量？

我使用Teledyne Princeton Instruments Pi-Max 4 检查了红色球体 ，这是一款超快、增强型CCD相机，可在纳秒级内进行快速曝光。我将其与长距离显微镜镜头配对，以收集这些红色球体的辉光，以及从天文摄影网站购买的Orion 2 英寸超窄带 H-alpha 带通滤光片。我用这个设备拍摄的图像非常引人注目。每次等离子体事件都会发出一个以稳定方式扩展的球形冲击波前沿。

几个月前，我偶然参加了一个研讨会，会上提到了爆炸波——点源爆炸产生的冲击波。那次研讨会让我相信，我们的观测结果可以给我提供我所寻找的能量测量值。在寻求了解爆炸波如何演变的过程中，我了解到天文学家在试图确定产生观测到的超新星遗迹的初始能量释放时也遇到了同样的测量问题。我知道，我也找到了与祖父进行下一次科学谈话的完美话题。

泰勒-冯·诺依曼-谢多夫公式是在 20 世纪 40 年代为计算原子弹当量而开发的，但它也描述了我们的 EUV 光刻系统和遥远超新星中等离子体冲击波的演变。它将冲击波的半径 (R) 随时间的变化与释放的能量 (E)、气体密度 (ρ) 以及与气体相关的参数 (C) 联系起来。

为了找到答案，天文学家求助于 20 世纪 40 年代发现的方程式，当时科学家正在寻找方法来分析新研制的 核武器的破坏力。这些方程式的一个表达式称为泰勒-冯·诺依曼-谢多夫公式，它描述了冲击波半径与时间的关系。它提供了冲击波半径与总能量之间简单而直接的关系。

1949 年，英国物理学家 杰弗里·泰勒利用他新推导的冲击波公式确定并公布了第一颗原子弹爆炸的能量产率（当时保密）。泰勒的成功据称激怒了美国政府，证明了他的分析能力。令人惊讶的是，泰勒-冯·诺依曼-谢多夫公式描述了半径数百米的原子弹冲击波、横跨光年的超新星冲击波和宽度仅为几毫米的锡等离子体冲击波。它们都代表了相同的基本物理情况：一个紧凑、独立的物体在最小阻力下释放能量，迅速膨胀成气态环境。

将泰勒-冯·诺依曼-谢多夫公式应用于我们在 ASML 光源中记录的 H-alpha 图像，结果显示我们计算出的能量与我们通过其他方式粗略估计的能量之间非常吻合。然而，我们也发现理论和实践之间存在一些差异。在我们的 EUV 光源中，我们观察到 H-alpha 发射并不总是完全对称的，这可能表明我们激光产生的等离子体并不完全符合简化的“点源”假设。我们还尝试改变许多不同的参数来了解有关爆炸的更多信息（这种类型的实验显然不可能用于超新星）。例如，我们绘制了爆炸波轨迹与环境压力、液滴大小、激光能量和目标形状的关系。

我们的研究结果帮助我们改进了模型，并确定了定制机器中氢环境的最佳方法，从而为芯片制造提供清洁、稳定的 EUV 源。

历尽艰辛追寻星途

超新星与激光产生的等离子体之间的联系只是物理学和工程学受天文学启发而取得的长期进步的一个例子。几个世纪以来，研究人员设计了实验室实验和测量技术来重现天空中观察到的现象。原子的现代描述可以追溯到棱镜的发明和太阳光谱扩散成复合颜色，这导致了原子中离散能级的识别，并最终导致了量子力学的发展。没有量子力学，许多现代电子技术就不可能实现。

思想的传播也朝着相反的方向发展。随着原子物理规则和气体的吸收线在实验室中得到表征，天文学家利用光谱观测来确定太阳的成分，推断恒星的生命周期，并测量星系的动态。

我发现，我们在 EUV 光源中使用的激光产生的等离子体特别类似于一种特殊的超新星，即 Ia 型超新星。这种超新星被认为是当一颗白矮星从邻近的伴星吸收物质，直到达到临界质量并内爆，从而导致剧烈的自毁时发生的。Ia 型超新星以高度一致的方式爆炸，使它们成为具有可预测固有光度的宝贵“标准烛光”：将它们的视亮度与它们的真实固有光度进行比较，可以精确测量它们与我们的距离，相隔数十亿光年。这些超新星被用于研究宇宙的膨胀，它们导致了一个惊人的发现：宇宙的膨胀正在加速。

在我们的 EUV 源中，我们同样致力于让所有爆炸都相同，以便它们成为 EUV 扫描仪的“标准烛光”。我们的目标显然更接近现实而非宇宙，但我们的野心同样宏伟。

https://spectrum.ieee.org/euv-light-source

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