Super-Kamiokande

Coordenadas: 36°25′32.6″N 137°18′37.1″E / 36.425722°N 137.310306°E / 36.425722; 137.310306

Super-Kamiokande (abreviatura de Experimento de detección de neutrinos Super-Kamioka, también abreviado como Super-K o SK; Japonés: スーパーカミオカンデ) es un observatorio de neutrinos ubicado bajo el Monte Ikeno cerca de la ciudad de Hida, Prefectura de Gifu, Japón. Se encuentra a 1000 m (3300 pies) bajo tierra en la mina Mozumi en el área de Kamioka de Hida. El observatorio fue diseñado para detectar neutrinos de alta energía, buscar la descomposición de protones, estudiar neutrinos solares y atmosféricos y vigilar las supernovas en la Vía Láctea.

Se compone de un tanque cilíndrico de acero inoxidable de unos 40 m (131 pies) de altura y diámetro que contiene 50 000 toneladas métricas (55 000 toneladas estadounidenses) de agua ultrapura. Montados en una superestructura interior hay unos 13.000 tubos fotomultiplicadores que detectan la luz de la radiación de Cherenkov. Una interacción de neutrinos con los electrones o núcleos del agua puede producir un electrón o positrón que se mueve más rápido que la velocidad de la luz en el agua, que es más lenta que la velocidad de la luz en el vacío. Esto crea un cono de luz de radiación Cherenkov, el equivalente óptico a un estampido sónico. La luz Cherenkov es registrada por los tubos fotomultiplicadores. Usando la información registrada por cada tubo, se determina la dirección y el sabor del neutrino entrante.

Descripción

El Super-K está ubicado a 1000 m (3300 pies) bajo tierra en la mina Mozumi en el área de Kamioka de Hida. Consiste en un tanque cilíndrico de acero inoxidable de 41,4 m (136 pies) de altura y 39,3 m (129 pies) de diámetro que contiene 50 220 toneladas métricas (55 360 toneladas estadounidenses) de agua ultrapura. El volumen del tanque está dividido por una superestructura de acero inoxidable en una región de detector interno (ID), que tiene 36,2 m (119 ft) de altura y 33,8 m (111 ft) de diámetro, y un detector externo (OD) que consiste en el resto volumen del tanque. Montados en la superestructura hay 11 146 tubos fotomultiplicadores (PMT) de 50 cm (20 in) de diámetro que miran hacia el DI y 1,885 PMT de 20 cm (8 in) hacia el OD. Hay una barrera de lámina negra y Tyvek adherida a la superestructura que separa ópticamente el ID y el OD.

La interacción de un neutrino con los electrones o núcleos del agua puede producir una partícula cargada que se mueve más rápido que la velocidad de la luz en el agua, que es más lenta que la velocidad de la luz en el vacío. Esto crea un cono de luz conocido como radiación Cherenkov, que es el equivalente óptico a un estampido sónico. La luz Cherenkov se proyecta como un anillo en la pared del detector y es registrada por los PMT. Usando la información de tiempo y carga registrada por cada PMT, se determina el vértice de interacción, la dirección del anillo y el sabor del neutrino entrante. A partir de la nitidez del borde del anillo se puede inferir el tipo de partícula. La dispersión múltiple de electrones es grande, por lo que las lluvias electromagnéticas producen anillos borrosos. Los muones altamente relativistas, por el contrario, viajan casi en línea recta a través del detector y producen anillos con bordes afilados.

Historia

Un modelo de KamiokaNDE

La construcción del predecesor del actual Observatorio Kamioka, el Instituto de Investigación de Rayos Cósmicos de la Universidad de Tokio, comenzó en 1982 y finalizó en abril de 1983. El objetivo del observatorio era detectar si existe la desintegración de protones, una de las más cuestiones fundamentales de la física de partículas elementales.

El detector, llamado KamiokaNDE por Kamioka Nucleon Decay Experiment, era un tanque de 16,0 m (52 pies) de altura y 15,6 m (51,2 pies) de ancho, que contenía 3058 toneladas métricas (3400 toneladas estadounidenses) de agua pura y alrededor de 1000 tubos fotomultiplicadores (PMT) adheridos a su superficie interna. El detector se actualizó, a partir de 1985, para permitirle observar neutrinos solares. Como resultado, el detector (KamiokaNDE-II) se volvió lo suficientemente sensible para detectar neutrinos de SN 1987A, una supernova que se observó en la Gran Nube de Magallanes en febrero de 1987, y para observar neutrinos solares en 1988. La capacidad del experimento Kamiokande observar la dirección de los electrones producidos en las interacciones de los neutrinos solares permitió a los experimentadores demostrar directamente por primera vez que el Sol era una fuente de neutrinos.

El proyecto Super-Kamiokande fue aprobado por el Ministerio de Educación, Ciencia, Deportes y Cultura de Japón en 1991 con una financiación total de aproximadamente 100 millones de dólares. Se aprobó la parte estadounidense de la propuesta, que era principalmente para construir el sistema OD. por el Departamento de Energía de EE. UU. en 1993 por $ 3 millones. Además, EE. UU. también ha contribuido con alrededor de 2000 PMT de 20 cm reciclados del experimento IMB.

A pesar de los éxitos en la astronomía y la astrofísica de neutrinos, Kamiokande no logró su objetivo principal, la detección de la desintegración de protones. También fue necesaria una mayor sensibilidad para obtener una alta confianza estadística en sus resultados. Esto condujo a la construcción de Super-Kamiokande, con quince veces más agua y diez veces más PMT que Kamiokande. Super-Kamiokande comenzó a operar en 1996.

La Super-Kamiokande Collaboration anunció la primera evidencia de oscilación de neutrinos en 1998. Esta fue la primera observación experimental que respalda la teoría de que el neutrino tiene una masa distinta de cero, una posibilidad sobre la que los teóricos habían especulado durante años. El Premio Nobel de Física 2015 fue otorgado al investigador de Super-Kamiokande Takaaki Kajita junto a Arthur McDonald en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury por su trabajo que confirma la oscilación de neutrinos.

El 12 de noviembre de 2001, aproximadamente 6600 de los tubos fotomultiplicadores (cuesta alrededor de $3000 cada uno) en el detector Super-Kamiokande implosionaron, aparentemente en una reacción en cadena o falla en cascada, ya que la onda de choque de la conmoción de cada tubo implosionó agrietó su vecinos El detector se restauró parcialmente redistribuyendo los tubos fotomultiplicadores que no implosionaron y agregando cubiertas protectoras acrílicas que se espera evitarán que se repita otra reacción en cadena (Super-Kamiokande-II).

En julio de 2005, comenzaron los preparativos para restaurar el detector a su forma original mediante la reinstalación de unos 6000 PMT. El trabajo se completó en junio de 2006, después de lo cual el detector pasó a llamarse Super-Kamiokande-III. Esta fase del experimento recopiló datos desde octubre de 2006 hasta agosto de 2008. En ese momento, se realizaron mejoras significativas en la electrónica. Después de la actualización, la nueva fase del experimento se conoce como Super-Kamiokande-IV. SK-IV recopiló datos sobre varias fuentes naturales de neutrinos, y también actuó como detector lejano para el experimento de oscilación de neutrinos de línea de base larga Tokai-to-Kamioka (T2K).

SK-IV continuó hasta junio de 2018. Después de eso, el detector se sometió a una renovación completa durante el otoño de 2018. El 29 de enero de 2019, el detector reanudó la adquisición de datos.

Detector

El Super-Kamiokande (SK) es un detector Cherenkov que se utiliza para estudiar neutrinos de diferentes fuentes, incluido el Sol, las supernovas, la atmósfera y los aceleradores. También se utiliza para buscar la descomposición de protones. El experimento comenzó en abril de 1996 y se cerró por mantenimiento en julio de 2001, un período conocido como 'SK-I'. Dado que ocurrió un accidente durante el mantenimiento, el experimento se reanudó en octubre de 2002 con solo la mitad de su número original de ID-PMT. Para evitar más accidentes, todos los ID-PMT se cubrieron con plástico reforzado con fibra con ventanas frontales acrílicas. Esta fase desde octubre de 2002 hasta otro cierre para una reconstrucción completa en octubre de 2005 se llama "SK-II". En julio de 2006, el experimento se reanudó con el número completo de PMT y se detuvo en septiembre de 2008 para realizar actualizaciones electrónicas. Este período se conoció como "SK-III". El período posterior a 2008 se conoce como "SK-IV". Las fases y sus principales características se resumen en la tabla 1.

Actualización de SK-IV

En las fases anteriores, los ID-PMT procesaban señales mediante módulos electrónicos personalizados llamados módulos de sincronización analógica (ATM). Los convertidores de carga a analógico (QAC) y los convertidores de tiempo a analógico (TAC) están contenidos en estos módulos que tenían un rango dinámico de 0 a 450 picoculombios (pC) con una resolución de 0,2 pC para carga y de −300 a 1000 ns con Resolución de 0,4 ns por tiempo. Había dos pares de QAC/TAC para cada señal de entrada de PMT, esto evitaba el tiempo muerto y permitía la lectura de múltiples aciertos secuenciales que pudieran surgir, p. de electrones que son productos de desintegración de muones de parada.

El sistema SK se actualizó en septiembre de 2008 para mantener la estabilidad en la próxima década y mejorar el rendimiento de los sistemas de adquisición de datos, electrónica basada en QTC con Ethernet (QBEE). El QBEE proporciona procesamiento de señales de alta velocidad mediante la combinación de componentes canalizados. Estos componentes son un convertidor de carga a tiempo (QTC) personalizado recientemente desarrollado en forma de un circuito integrado específico de la aplicación (ASIC), un convertidor de tiempo a digital (TDC) de múltiples hits y una matriz de puerta programable en campo. (FPGA). Cada entrada QTC tiene tres rangos de ganancia: 'Pequeño', 'Medio'. y "Grande" – las resoluciones para cada uno se muestran en la Tabla.

Para cada rango, la conversión de analógico a digital se realiza por separado, pero el único rango utilizado es el que tiene la resolución más alta que no se satura. El rango dinámico de carga general del QTC es de 0,2 a 2500 pC, cinco veces mayor que el anterior. La resolución de carga y temporización del QBEE al nivel de un solo fotoelectrón es de 0,1 fotoelectrones y 0,3 ns respectivamente, ambos son mejores que la resolución intrínseca del 20-in. PMT utilizados en SK. El QBEE logra una buena linealidad de carga en un amplio rango dinámico. La linealidad de carga integrada de la electrónica es mejor que el 1%. Los umbrales de los discriminadores en el QTC se establecen en −0,69 mV (equivalente a 0,25 fotoelectrones, que es lo mismo que para SK-III). Este umbral se eligió para replicar el comportamiento del detector durante sus fases anteriores basadas en ATM.

SuperKGd

El gadolinio se introducirá en el tanque Super-Kamiokande a fines de 2019 y comenzará a funcionar a fines de 2019 o principios de 2020. Esto se conoce como el proyecto SK-Gd (otros nombres incluyen SuperKGd, SUPERK-GD y nombres similares).

La fusión nuclear en el Sol y otras estrellas convierte los protones en neutrones con la emisión de neutrinos. La desintegración beta en la Tierra y en las supernovas convierte los neutrones en protones con la emisión de antineutrinos. El Super-Kamiokande detecta electrones extraídos de una molécula de agua que producen un destello de luz azul Cherenkov, y estos son producidos tanto por neutrinos como por antineutrinos. Un caso más raro es cuando un antineutrino interactúa con un protón en el agua para producir un neutrón y un positrón.

El gadolinio tiene afinidad por los neutrones y produce un destello brillante de rayos gamma cuando absorbe uno. Agregar gadolinio al Super-Kamiokande le permite distinguir entre neutrinos y antineutrinos. Los antineutrinos producen un doble destello de luz con una diferencia de unos 30 microsegundos, primero cuando el neutrino golpea un protón y segundo cuando el gadolinio absorbe un neutrón. El brillo del primer destello permite a los físicos distinguir entre los antineutrinos de baja energía de la Tierra y los antineutrinos de alta energía de las supernovas. Además de observar neutrinos de supernovas distantes, el Super-Kamiokande podrá activar una alarma para informar a los astrónomos de todo el mundo sobre la presencia de una supernova en la Vía Láctea dentro de un segundo de que ocurra.

El mayor desafío fue si el agua del detector se podía filtrar continuamente para eliminar las impurezas sin eliminar el gadolinio al mismo tiempo. Un prototipo de 200 toneladas llamado EGADS con sulfato de gadolinio agregado se instaló en la mina Kamioka y estuvo en funcionamiento durante años. Terminó su funcionamiento en 2018 y demostró que el nuevo sistema de purificación de agua eliminaría las impurezas manteniendo estable la concentración de gadolinio. También demostró que el sulfato de gadolinio no afectaría significativamente la transparencia del agua ultrapura, ni causaría corrosión o deposición en el equipo existente o en las nuevas válvulas que luego se instalarán en el Hyper-Kamiokande.

Depósito de agua

La cubierta exterior del tanque de agua es un tanque cilíndrico de acero inoxidable de 39 m de diámetro y 42 m de altura. El tanque es autoportante, con hormigón reforzado contra las paredes de piedra toscamente labradas para contrarrestar la presión del agua cuando se llena el tanque. La capacidad del tanque supera las 50 kilotoneladas de agua.

PMTs y estructura de asociados

La unidad básica para los ID PMT es un "supermódulo", un marco que admite una matriz de 3×4 de PMT. Los marcos de los supermódulos tienen 2,1 m de altura, 2,8 m de ancho y 0,55 m de espesor. Estos marcos están conectados entre sí en las direcciones vertical y horizontal. Luego, toda la estructura de soporte se conecta a la parte inferior del tanque ya la estructura superior. Además de servir como elementos estructurales rígidos, los supermódulos simplificaron el montaje inicial del ID. Cada supermódulo se ensambló en el piso del tanque y luego se elevó a su posición final. Por lo tanto, el ID está en mosaico con supermódulos. Durante la instalación, los ID PMT se ensamblaron previamente en unidades de tres para facilitar la instalación. Cada supermódulo tiene dos PMT OD adjuntos en su parte posterior. La estructura de soporte para los PMT inferiores está unida a la parte inferior del tanque de acero inoxidable mediante una viga vertical por marco de supermódulo. La estructura de soporte para la parte superior del tanque también se utiliza como estructura de soporte para los PMT superiores.

Los cables de cada grupo de 3 PMT se agrupan. Todos los cables suben por la superficie exterior de la estructura de soporte del PMT, es decir, en el plano OD del PMT, pasan a través de los puertos de cable en la parte superior del tanque y luego se enrutan hacia las cabinas de componentes electrónicos.

El grosor del OD varía ligeramente, pero en promedio es de unos 2,6 m en la parte superior e inferior, y 2,7 m en la pared del barril, lo que le da al OD una masa total de 18 kilotones. Los OD PMT se distribuyeron con 302 en la capa superior, 308 en la parte inferior y 1275 en la pared del barril.

Para proteger contra la radiación de fondo de baja energía de los productos de descomposición del radón en el aire, el techo de la cavidad y los túneles de acceso se sellaron con un revestimiento llamado Mineguard. Mineguard es una membrana de poliuretano aplicada por aspersión desarrollada para su uso como sistema de soporte de rocas y barrera contra el gas radón en la industria minera.

El campo geomagnético medio es de unos 450 mG y está inclinado unos 45° con respecto al horizonte en el lugar del detector. Esto presenta un problema para los PMT grandes y muy sensibles que prefieren un campo ambiental mucho más bajo. La fuerza y la dirección uniforme del campo geomagnético podrían sesgar sistemáticamente las trayectorias y el tiempo de los fotoelectrones en los PMT. Para contrarrestar esto, 26 juegos de bobinas de Helmholtz horizontales y verticales están dispuestas alrededor de las superficies internas del tanque. Con estos en funcionamiento, el campo promedio en el detector se reduce a aproximadamente 50 mG. El campo magnético en varias ubicaciones de PMT se midió antes de llenar el tanque con agua.

Un volumen fiduciario estándar de aproximadamente 22,5 kilotoneladas se define como la región dentro de una superficie dibujada a 2,00 m de la pared ID para minimizar la respuesta anómala causada por la radiactividad natural en la roca circundante.

Sistema de seguimiento

Sistema de seguimiento en línea

Una computadora de monitoreo en línea ubicada en la sala de control lee los datos de la computadora host DAQ a través de un enlace FDDI. Proporciona a los operadores de turno una herramienta flexible para seleccionar funciones de visualización de eventos, crea histogramas en línea y de historial reciente para monitorear el rendimiento del detector y realiza una variedad de tareas adicionales necesarias para monitorear de manera eficiente el estado y diagnosticar problemas del detector y DAQ. Los eventos en el flujo de datos se pueden eliminar y se pueden aplicar herramientas de análisis elementales para verificar la calidad de los datos durante las calibraciones o después de cambios en el hardware o el software en línea.

Monitor de supernovas en tiempo real

Para detectar e identificar tales ráfagas tan eficiente y rápidamente como sea posible Super-Kamiokande está equipado con un sistema de monitores de supernova en línea. Se esperan alrededor de 10.000 eventos totales en Super-Kamiokande para una explosión de supernova en el centro de nuestra galaxia. Super-Kamiokande puede medir una explosión sin tiempo muerto, hasta 30.000 eventos dentro del primer segundo de una explosión. Los cálculos teóricos de las explosiones de supernova sugieren que los neutrinos se emiten a lo largo de un tiempo total de decenas de segundos con alrededor de la mitad de ellos emitidos durante el primero o dos segundos. El Super-K buscará grupos de eventos en ventanas de tiempo especificadas de 0,5, 2 y 10 s. Los datos se transmiten al proceso de análisis SN-watch en tiempo real cada 2 min y el análisis se completa normalmente en 1 min. Cuando se encuentran candidatos a eventos de supernova (SN), R#{displaystyle {R_{text{mean}}} se calcula si la multiplicidad del evento es mayor de 16, donde R#{displaystyle {R_{text{mean}}} se define como la distancia espacial promedio entre eventos, es decir,

R#=.. i=1Nmulti− − 1.. j=i+1NmultiSilenciori− − rjSilencioNmultiC2{displaystyle {R_{text{mean}}={frac {sum} {fnK}}= {fnK}}}= {fnf}fnMic {fnK} ################################################################################################################################################################################################################################################################ {fnh} {fn_fnh} {fnh}} {fn_fnh}} {f}}} {fn_f}}}}} {fn_}}}} {fn_f}}}}}}}}}}}} {fn_}}}}}}}}}}}}}} {\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\\

Neutrinos de supernovas interactúan con protones libres, produciendo positrones que se distribuyen de manera uniforme en el detector que R#{displaystyle {R_{text{mean}}} para eventos SN debe ser significativamente mayor que para grupos espaciales ordinarios de eventos. En el detector Super-Kamiokande, Rmean para eventos de Monte Carlo distribuidos uniformemente muestra que no hay cola abajo R#{displaystyle {R_{text{mean}}}⩽1000 cm. Para la clase "alarma" de la explosión, los eventos se requieren para tener R#{displaystyle {R_{text{mean}}}⩾900 cm para 25⩽Nmulti{displaystyle {N_{text{multi}}}⩽40 o R#{displaystyle {R_{text{mean}}}⩾750 cm para Nmulti{displaystyle {N_{text{multi}}}√40. Estos umbrales se determinaron por extrapolación de datos SN1987A. El sistema ejecutará procesos especiales para comprobar si los candidatos de estallación cumplen con los criterios de "arma" y tomarán una decisión primordial para un proceso posterior. Si el candidato de la ráfaga pasa estos cheques, los datos se reanalizarán usando un proceso fuera de línea y se tomará una decisión final dentro de unas pocas horas. Durante el Super-Kamiokande que corro, esto nunca ocurrió. Una de las capacidades importantes para [Super-Kamiokande] es reconstruir la dirección a la supernova. Por neutrino–eléctrico dispersando, .. x+e− − → → .. x+e− − {displaystyle nu _{x}+e^{-}to nu _{x}}+e^{-}}, se espera un total de 100–150 eventos en caso de una supernova en el centro de nuestra galaxia. La dirección a la supernova se puede medir con resolución angular

δ δ Silencio Silencio ♪ ♪ 30∘ ∘ N{displaystyle delta theta sim {30^{circ } over {sqrt {N}}

donde N es el número de eventos producidos por la dispersión ν–e. La resolución angular, por lo tanto, puede ser tan buena como δθ∼3° para una supernova en el centro de nuestra galaxia. En este caso, no solo se puede proporcionar el perfil temporal y el espectro de energía de un estallido de neutrinos, sino también la información sobre la dirección de la supernova.

Monitor de control lento y monitor de proceso fuera de línea

Existe un proceso llamado "control lento" monitor, como parte del sistema de monitoreo en línea, observa el estado de los sistemas HV, las temperaturas de las cajas electrónicas y el estado de las bobinas de compensación utilizadas para cancelar el campo geomagnético. Cuando se detecta cualquier desviación de las normas, alertará a los físicos para que investiguen, tomen las medidas adecuadas o notifiquen a los expertos.

Para monitorear y controlar los procesos fuera de línea que analizan y transfieren datos, se desarrolló un conjunto de software sofisticado. Este monitor permite que los físicos de turno no expertos identifiquen y reparen problemas comunes para minimizar el tiempo de inactividad, y el paquete de software fue una contribución significativa al buen funcionamiento del experimento y su alta eficiencia general de por vida para la toma de datos.

Investigación

Neutrino solar

La energía del Sol proviene de la fusión nuclear en su núcleo donde un átomo de helio y un neutrino electrónico son generados por 4 protones. Estos neutrinos emitidos por esta reacción se denominan neutrinos solares. Los fotones, creados por la fusión nuclear en el centro del Sol, tardan millones de años en llegar a la superficie; por otro lado, los neutrinos solares llegan a la tierra en ocho minutos debido a su falta de interacciones con la materia. Por lo tanto, los neutrinos solares nos permiten observar el Sol interior en 'tiempo real'. eso toma millones de años para la luz visible.

En 1999, el Super-Kamiokande detectó fuertes evidencias de oscilación de neutrinos que explicaron con éxito el problema de los neutrinos solares. El Sol y aproximadamente el 80% de las estrellas visibles producen su energía mediante la conversión de hidrógeno en helio a través de

4p→ → 4He+2e++2.. e+26.73{displaystyle 4pto {}{4}! He+2e^{+}+2nu _{e}+26.73} MeV

En consecuencia, las estrellas son una fuente de neutrinos, incluido nuestro Sol. Estos neutrinos vienen principalmente a través de la cadena p-p en masas más bajas, y para estrellas más frías, principalmente a través del ciclo CNO de masas más pesadas.

El marco izquierdo muestra los tres ciclos principales que comprenden la cadena p-p (p-p I, p-p II y p-p III), y las fuentes neutrinos asociadas con estos ciclos. El marco adecuado muestra el ciclo CNO-I.

A principios de la década de 1990, particularmente con las incertidumbres que acompañaron a los resultados iniciales de los experimentos Kamioka II y Ga, ningún experimento individual requería una solución no astrofísica del problema de los neutrinos solares. Pero en conjunto, los experimentos de Cl, Kamioka II y Ga indicaron un patrón de flujos de neutrinos que no era compatible con ningún ajuste del SSM. Esto a su vez ayudó a motivar una nueva generación de detectores activos espectacularmente capaces. Estos experimentos son Super-Kamiokande, el Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) y Borexino. Super-Kamiokande pudo detectar eventos de dispersión elástica (ES)

.. x+e− − → → .. x+e− − {displaystyle nu _{x}+e^{-}to nu _{x}+e^{-}

que, debido a la contribución corriente .. e{displaystyle nu _{e} dispersar, tiene una sensibilidad relativa .. e{displaystyle nu _{e} s y neutrinos de sabor pesado de ~7:1. Dado que la dirección del electron del retroceso se limita a ser muy avanzada, la dirección de los neutrinos se mantiene en la dirección de los electrones del retroceso. Aquí, #⁡ ⁡ Silencio Silencio Sun{displaystyle cos theta ¿Qué? se proporciona cuando Silencio Silencio Sun{displaystyle theta _{Sun} es el ángulo entre la dirección de electrones del retroceso y la posición del Sol. Esto demuestra que 8B{displaystyle {}{8}! B. Flujo de neutrino solar se puede calcular para ser 2.40± ± 0,03()stat.)− − 0,07+0,08()sSí.s.)× × 106cm− − 2s− − 1{displaystyle 2.40pm 0.03(stata. {fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif} 10 {6}cm^{-2}s^{-1}. Comparando con el SSM, la relación es DataSSMBP98=0.465± ± 0,005()stat.)− − 0,013+0,015()sSí.s.){displaystyle {Data over SSM_{BP98}=0.465pm 0.005(stat.){}_{-0.013}^{+0.015}!(sys.)}. El resultado indica claramente el déficit de neutrinos solares.

Neutrino atmosférico

Los neutrinos atmosféricos son rayos cósmicos secundarios producidos por la descomposición de partículas resultantes de las interacciones de los rayos cósmicos primarios (principalmente protones) con la atmósfera terrestre. Los eventos de neutrinos atmosféricos observados se dividen en cuatro categorías. Los eventos completamente contenidos (FC) tienen todas sus pistas en el detector interno, mientras que los eventos parcialmente contenidos (PC) tienen pistas de escape del detector interno. Los muones de paso ascendente (UTM) se producen en la roca debajo del detector y pasan por el detector interno. Los muones de parada ascendente (USM) también se producen en la roca debajo del detector, pero se detienen en el detector interior.

La cantidad de neutrinos observados se predice de manera uniforme independientemente del ángulo cenital. Sin embargo, Super-Kamiokande encontró que la cantidad de neutrinos muónicos que van hacia arriba (generados en el otro lado de la Tierra) es la mitad del número de neutrinos muónicos que van hacia abajo en 1998. Esto puede explicarse porque los neutrinos cambian u oscilan en algún otro neutrinos que no son detectados. Esto se llama oscilación de neutrinos; este descubrimiento indica la masa finita de neutrinos y sugiere una extensión del Modelo Estándar. Los neutrinos oscilan en tres sabores, y todos los neutrinos tienen su masa en reposo. Un análisis posterior en 2004 sugirió una dependencia sinusoidal de la tasa de eventos en función de 'Longitud/Energía', lo que confirmó las oscilaciones de neutrinos.

Experimento K2K

El experimento K2K fue un experimento de neutrinos desde junio de 1999 hasta noviembre de 2004. Este experimento fue diseñado para verificar las oscilaciones observadas por Super-Kamiokande a través de neutrinos muónicos. Da la primera medida positiva de las oscilaciones de neutrinos en condiciones en las que tanto la fuente como el detector están bajo control. El detector Super-Kamiokande juega un papel importante en el experimento como detector lejano. Experimento posterior El experimento T2K continuó como el seguimiento de segunda generación del experimento K2K.

Experimento T2K

El experimento T2K (Tokai to Kamioka) es un experimento de neutrinos en el que colaboran varios países, incluidos Japón, Estados Unidos y otros. El objetivo de T2K es obtener una comprensión más profunda de los parámetros de la oscilación de neutrinos. T2K ha realizado una búsqueda de oscilaciones desde neutrinos muónicos hasta neutrinos electrónicos, y anunció las primeras indicaciones experimentales para ellos en junio de 2011. El detector Super-Kamiokande funciona como el 'detector lejano'. El detector Super-K registrará la radiación Cherenkov de muones y electrones creados por interacciones entre neutrinos de alta energía y agua.

Desintegración de protones

Se supone que el protón es absolutamente estable en el modelo estándar. Sin embargo, las Grandes Teorías Unificadas (GUT, por sus siglas en inglés) predicen que los protones pueden decaer en partículas cargadas energéticamente más livianas, como electrones, muones, piones u otras que se pueden observar. Kamiokande ayuda a descartar algunas de estas teorías. Super-Kamiokande es actualmente el detector más grande para la observación de la descomposición de protones.

Purificación

Sistema de purificación de agua

Sistema de purificación de agua esquemática.

Los 50 kilotones de agua pura se reprocesan continuamente a una velocidad de unas 30 toneladas/hora en un sistema cerrado desde principios de 2002. Ahora, el agua sin tratar de la mina se recicla a través del primer paso (filtros de partículas y RO) durante algún tiempo antes que otros procesos, que involucran bienes fungibles costosos. Inicialmente, el agua del tanque Super-Kamiokande pasa a través de filtros de malla nominal de 1 μm para eliminar el polvo y las partículas, lo que reduce la transparencia del agua para los fotones Cherenkov y proporciona una posible fuente de radón dentro del detector Super-Kamiokande. Se utiliza un intercambiador de calor para enfriar el agua a fin de reducir el nivel de ruido oscuro del PMT y suprimir el crecimiento de bacterias. Las bacterias sobrevivientes son eliminadas por una etapa de esterilización UV. Un pulidor de cartucho (CP) elimina los iones pesados, que también reducen la transparencia del agua e incluyen especies radiactivas. El módulo CP aumenta la resistividad típica del agua en recirculación de 11 MΩ cm a 18,24 MΩ cm, acercándose al límite químico. Originalmente, se incluía un intercambiador de iones (IE) en el sistema, pero se eliminó cuando se descubrió que la resina IE era una fuente importante de radón. El paso de RO que elimina partículas adicionales y la introducción de aire reducido en Rn en el agua que aumenta la eficiencia de eliminación de radón en la etapa de desgasificación al vacío (VD) que sigue se instalaron en 1999. Después de eso, un VD elimina los gases disueltos en el agua.. Estos gases se disuelven en agua con un fondo grave de eventos fuente de neutrinos solares en el rango de energía MeV y el oxígeno disuelto favorece el crecimiento de bacterias. La eficiencia de eliminación es de alrededor del 96%. Luego, se introduce el ultrafiltro (UF) para eliminar partículas cuyo tamaño mínimo corresponda a un peso molecular de aproximadamente 10.000 (o unos 10 nm de diámetro) gracias a filtros de membrana de fibra hueca. Finalmente, un desgasificador de membrana (MD) elimina el radón disuelto en agua, y la eficiencia de eliminación medida para el radón es de alrededor del 83 %. La concentración de gases radón se miniaturiza mediante detectores en tiempo real. En junio de 2001, las concentraciones típicas de radón en el agua que ingresaba al sistema de purificación desde el tanque Super-Kamiokande eran inferiores a 2 mBq m⁻³, y en el agua que sale del sistema, 0,4±0,2 mBq m⁻³.

Sistema de purificación de aire

Sistema de purificación de aire esquemático.

El aire purificado se suministra en el espacio entre la superficie del agua y la parte superior del tanque Super-Kamiokande. El sistema de purificación de aire contiene tres compresores, un tanque de compensación, secadores, filtros y filtros de carbón activado. Se utilizan un total de 8 m³ de carbón activo. Los últimos 50 L de carbón vegetal se enfrían a -40 °C para aumentar la eficiencia de eliminación del radón. Los caudales típicos, el punto de rocío y la concentración de radón residual son 18 m³/h, −65 °C (@+1 kg/cm²) y unos pocos mBq m⁻³, respectivamente. La concentración típica de radón en el aire del domo se mide en 40 Bq m⁻³. Los niveles de radón en el aire del túnel de la mina, cerca del domo de la cavidad del tanque, suelen alcanzar los 2000–3000 Bq m⁻³ durante la estación cálida, de mayo a octubre, mientras que de noviembre a abril el nivel de radón es de aproximadamente 100–300 Bq m⁻³. Esta variación se debe al efecto chimenea en el patrón de ventilación del sistema de túneles de la mina; en las estaciones frías, el aire fresco fluye hacia la entrada del túnel de Atotsu, que es un camino relativamente corto a través de la roca expuesta antes de llegar al área experimental, mientras que en el verano, el aire sale del túnel, extrayendo aire rico en radón desde las profundidades de la mina más allá del área experimental.

Para mantener los niveles de radón en el área del domo y el sistema de purificación de agua por debajo de 100 Bq m⁻³, se bombea aire fresco continuamente a aproximadamente 10 m³/min desde el exterior de la mina lo que genera una ligera sobrepresión en el área experimental de Super-Kamiokande para minimizar la entrada de aire ambiente de la mina. Una "cabaña de radón" (Rn Hut) se construyó cerca de la entrada del túnel Atotsu para albergar el equipo del sistema de aire del domo: una bomba de aire de 40 hp con una capacidad de bomba de 10 m^3 min⁻¹ /15 PSI, deshumidificador de aire, carbón tanques de filtración y electrónica de control. En otoño de 1997, se instaló una tubería de admisión de aire extendida en un lugar aproximadamente a 25 m por encima de la entrada del túnel de Atotsu. Este nivel bajo satisface los objetivos de calidad del aire, por lo que ya no serían necesarias las operaciones de regeneración del filtro de carbón.

Procesamiento de datos

El procesamiento de datos sin conexión se produce tanto en Kamioka como en Estados Unidos.

En Kamioka

El sistema de procesamiento de datos fuera de línea está ubicado en Kenkyuto y está conectado al detector Super-Kamiokande con un enlace de fibra óptica FDDI de 4 km. El flujo de datos del sistema en línea es de 450 kbytes s⁻¹ en promedio, lo que corresponde a 40 Gbytes por día⁻¹ o 14 Tbytes por año⁻¹. Las cintas magnéticas se utilizan en el sistema fuera de línea para almacenar datos y la mayor parte del análisis se realiza aquí. El sistema de procesamiento fuera de línea está diseñado independiente de la plataforma porque se utilizan diferentes arquitecturas informáticas para el análisis de datos. Debido a esto, las estructuras de datos se basan en el sistema bancario ZEBRA desarrollado en el CERN, así como en el sistema de intercambio ZEBRA.

Los datos de eventos del sistema DAQ en línea Super-Kamiokande básicamente contienen una lista del número de hits PMT, TDC y ADC, marcas de tiempo GPS y otros datos de mantenimiento. Para el análisis de neutrinos solares, reducir el umbral de energía es un objetivo constante, por lo que es un esfuerzo continuo para mejorar la eficiencia de los algoritmos de reducción; sin embargo, los cambios en las calibraciones o los métodos de reducción requieren el reprocesamiento de datos anteriores. Por lo general, cada mes se procesan 10 Tbytes de datos sin procesar, por lo que una gran cantidad de potencia de CPU y E/S de alta velocidad acceden a los datos sin procesar. Además, también es necesario un extenso procesamiento de simulación de Monte Carlo.

El sistema fuera de línea fue diseñado para satisfacer la demanda de todo esto: almacenamiento en cinta de una gran base de datos (14 Tbytes por año), procesamiento estable en tiempo semi-real, reprocesamiento casi continuo y simulación Monte Carlo. El sistema informático consta de 3 subsistemas principales: el servidor de datos, la granja de CPU y la red al final de la ejecución I.

En EE. UU.

Se instaló un sistema dedicado al procesamiento de datos sin conexión fuera del sitio en la Universidad de Stony Brook en Stony Brook, Nueva York, para procesar los datos sin procesar enviados desde Kamioka. La mayoría de los datos sin procesar reformateados se copian desde las instalaciones del sistema en Kamioka. En Stony Brook, se instaló un sistema para análisis y procesamiento posterior. En Stony Brook, los datos sin procesar se procesaron con una unidad DLT de múltiples cintas. Los procesos de reducción de datos de la primera etapa se realizaron para el análisis de alta energía y para el análisis de baja energía. La reducción de datos para el análisis de alta energía fue principalmente para eventos de neutrinos atmosféricos y búsqueda de desintegración de protones, mientras que el análisis de baja energía fue principalmente para eventos de neutrinos solares. Los datos reducidos para el análisis de alta energía se filtraron más mediante otros procesos de reducción y los datos resultantes se almacenaron en discos. Los datos reducidos para la baja energía se almacenaron en cintas DLT y se enviaron a la Universidad de California, Irvine, para su posterior procesamiento.

Este sistema de análisis de compensación continuó durante 3 años hasta que se demostró que sus cadenas de análisis producían resultados equivalentes. Por lo tanto, para limitar la mano de obra, las colaboraciones se concentraron en un solo análisis combinado

Resultados

En 1998, Super-K encontró la primera evidencia sólida de oscilación de neutrinos a partir de la observación de neutrinos muónicos transformados en neutrinos tau.

SK ha establecido límites en la vida útil de los protones y otras desintegraciones raras y propiedades de los neutrinos. SK estableció un límite inferior para los protones que se descomponen en kaones de 5,9 × 10³³ años

En la cultura popular

Super-Kamiokande es el tema de la fotografía de Andreas Gursky de 2007, Kamiokande y apareció en un episodio de Cosmos: A Spacetime Odyssey.

En septiembre de 2018, se vació el detector para su mantenimiento, lo que brindó a un equipo de reporteros de Australian Broadcasting Corporation la oportunidad de obtener video de resolución 4K desde el interior del tanque de detección.