Super-Kamiokande

En las fases anteriores, los fotomultiplicadores de identificación (ID-PMT) procesaban las señales mediante módulos electrónicos personalizados denominados módulos de temporización analógica (ATM). Estos módulos contenían convertidores de carga a analógico (QAC) y convertidores de tiempo a analógico (TAC) con un rango dinámico de 0 a 450 picoculombios (pC) con  una resolución de 0,2 pC para la carga y de -300 a 1000  ns con una resolución de 0,4  ns para el tiempo. Existían dos pares de QAC/TAC para cada señal de entrada del fotomultiplicador, lo que evitaba el tiempo muerto y permitía la lectura de múltiples impactos secuenciales que pudieran surgir, por ejemplo , de electrones que son productos de desintegración de muones detenidos. ^{[ 22 ]}

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). ^{[ 23 ]} El QBEE proporciona procesamiento de señales de alta velocidad mediante la combinación de componentes segmentados. Estos componentes son un convertidor de carga a tiempo (QTC) personalizado de nuevo desarrollo en forma de circuito integrado de aplicación específica (ASIC), un convertidor de tiempo a digital (TDC) de múltiples golpes y una matriz de puertas programables en campo (FPGA). ^{[ 24 ]} Cada entrada QTC tiene tres rangos de ganancia: "Pequeño", "Medio" y "Grande"; las resoluciones para cada uno se muestran en la Tabla. ^{[ 22 ]}

Para cada rango, la conversión analógica-digital se realiza por separado, pero solo se utiliza el rango con la resolución más alta que no se satura. El rango dinámico de carga total del QTC es de 0,2 a 2500  pC, cinco veces mayor que el anterior. La resolución de carga y de tiempo del QBEE a nivel de fotoelectrón único es de 0,1 fotoelectrones y 0,3  ns respectivamente, ambas mejores que la resolución intrínseca de los PMT de 20 pulgadas 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 el mismo que para SK-III). Este umbral se eligió para replicar el comportamiento del detector durante sus fases anteriores basadas en ATM. ^{[ 22 ]}

El gadolinio se introdujo en el tanque de agua Super-Kamiokande en 2020 para distinguir los neutrinos de los antineutrinos que surgen de las explosiones de supernovas. ^{[ 21 ] [ 25 ]} Esto se conoce como el proyecto SK-Gd (otros nombres incluyen SuperKGd , SUPERK-GD y nombres similares). ^{[ 26 ]} En la primera fase del proyecto, se agregaron 1,3 toneladas de una sal de Gd ( sulfato de gadolinio octahidratado, Gd(SO ₄ ) ₃ ⋅(H ₂ O) ₈ ) al agua ultrapura en 2020, lo que dio un 0,02 % (en masa) de la sal. Esta cantidad es aproximadamente una décima parte de la concentración objetivo final planificada. ^{[ 21 ] [ 25 ]}

La fusión nuclear en el Sol y otras estrellas convierte protones en neutrones con la emisión de neutrinos. La desintegración beta en la Tierra y en las supernovas convierte neutrones en protones con la emisión de antineutrinos. El Super-Kamiokande detecta electrones que se desprenden de una molécula de agua, produciendo un destello de luz Cherenkov azul; estos se producen 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. ^{[ 27 ]}

El gadolinio tiene afinidad por los neutrones y produce un brillante destello 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 un intervalo de aproximadamente 30 microsegundos: el primero cuando el neutrino choca con un protón y el segundo cuando el gadolinio absorbe un neutrón. ^{[ 25 ]} El brillo del primer destello permite a los físicos distinguir entre antineutrinos de baja energía provenientes de la Tierra y antineutrinos de alta energía provenientes de 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 en el plazo de un segundo desde su ocurrencia.

El mayor desafío radicaba en determinar si el agua del detector podría filtrarse continuamente para eliminar impurezas sin eliminar el gadolinio al mismo tiempo. Se instaló un prototipo de 200 toneladas llamado EGADS, con sulfato de gadolinio añadido, en la mina Kamioka y funcionó durante años. Finalizó 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, que de otro modo sería ultrapura, ni causaría corrosión o depósitos en los equipos existentes o en las nuevas válvulas que se instalarán posteriormente en el Hyper-Kamiokande . ^{[ 26 ] [ 27 ]}

La carcasa 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 relleno de hormigón contra los muros de piedra toscamente labrada para contrarrestar la presión del agua cuando está lleno. La capacidad del tanque supera las 50 kilotoneladas de agua. ^{[ 12 ]}

La unidad básica para los fotomultiplicadores de identificación (ID PMT) es un "supermódulo", un bastidor que soporta una matriz de 3×4 fotomultiplicadores. Los bastidores del supermódulo tienen 2,1 m de altura, 2,8 m de ancho y 0,55 m de espesor. Estos bastidores están conectados entre sí tanto en dirección vertical como horizontal. A continuación, toda la estructura de soporte se conecta a la base del tanque y a la estructura superior. Además de servir como elementos estructurales rígidos, el supermódulo simplificó el montaje inicial del detector de identificación.

Cada supermódulo se ensambló en el fondo del tanque y luego se izó a su posición final. De esta manera, el interior queda revestido con supermódulos. Durante la instalación, los fotomultiplicadores del interior se preensamblaron en grupos de tres para facilitar su montaje. Cada supermódulo cuenta con dos fotomultiplicadores del exterior en su parte posterior. La estructura de soporte para los fotomultiplicadores inferiores se fija al fondo del tanque de acero inoxidable mediante una viga vertical por cada bastidor del supermódulo. La estructura de soporte superior del tanque también sirve de soporte para los fotomultiplicadores superiores.

Los cables de cada grupo de tres fotomultiplicadores (PMT) se agrupan. Todos los cables discurren por la superficie exterior de la estructura de soporte de los PMT, es decir , por el plano exterior de los PMT, pasan por los puertos de cables situados en la parte superior del tanque y, a continuación, se dirigen a los compartimentos de electrónica.

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

Para protegerse de la radiación de fondo de baja energía proveniente de los productos de desintegración del radón en el aire, el techo de la cavidad y los túneles de acceso se sellaron con un revestimiento llamado Mine Guard. Mine Guard es una membrana de poliuretano aplicada por pulverización, desarrollada para su uso como sistema de soporte de rocas y barrera contra el gas radón en la industria minera. ^{[ 12 ]}

El campo geomagnético promedio es de aproximadamente 450 mG y está inclinado unos 45° con respecto al horizonte en el sitio del detector. Esto representa un problema para los fotomultiplicadores (PMT), que son grandes y muy sensibles y prefieren un campo ambiental mucho menor. La intensidad y la dirección uniforme del campo geomagnético podrían sesgar sistemáticamente las trayectorias y la sincronización de los fotoelectrones en los PMT. Para contrarrestar esto, se disponen 26 conjuntos de bobinas de Helmholtz horizontales y verticales alrededor de las superficies internas del tanque. Con estas bobinas en funcionamiento, el campo promedio en el detector se reduce a unos 50  mG. El campo magnético en varias ubicaciones de los PMT se midió antes de que el tanque se llenara de agua. ^{[ 12 ]}

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

Un ordenador de monitorización en línea, ubicado en la sala de control, lee los datos del ordenador host del sistema de adquisición de datos (DAQ) mediante un enlace FDDI. Proporciona a los operadores de turno una herramienta flexible para seleccionar las características de visualización de eventos, crea histogramas en línea y del historial reciente para monitorizar el rendimiento del detector y realiza diversas tareas adicionales necesarias para supervisar el estado de forma eficiente y diagnosticar problemas del detector y del sistema DAQ. Se pueden filtrar los eventos del flujo de datos y aplicar herramientas de análisis básicas para comprobar la calidad de los datos durante las calibraciones o tras cambios en el hardware o el software en línea. ^{[ 12 ]}

Para detectar e identificar tales estallidos de la manera más eficiente y rápida posible, Super-Kamiokande está equipado con un sistema de monitorización de supernovas en línea. Se esperan aproximadamente 10 000 eventos en Super-Kamiokande para una explosión de supernova en el centro de la Vía Láctea. Super-Kamiokande puede medir un estallido sin tiempo muerto, hasta 30 000 eventos durante el primer segundo del estallido. Los cálculos teóricos de las explosiones de supernovas sugieren que los neutrinos se emiten en una escala de tiempo total de decenas de segundos, y aproximadamente la mitad de ellos se emiten durante el primer o segundo segundo. Super-K buscará cúmulos de eventos en ventanas de tiempo específicas de 0,5, 2 y 10  s. ^{[ 12 ]}

Los datos se transmiten al proceso de análisis en tiempo real de SN-watch cada 2 minutos y el análisis se completa normalmente en 1  minuto. Cuando se encuentran candidatos a eventos de supernova (SN),${\displaystyle {R_{\text{media}}}}$se calcula si la multiplicidad del evento es mayor que 16, donde${\displaystyle {R_{\text{media}}}}$se define como la distancia espacial promedio entre eventos, es decir

${\displaystyle {R_{\text{media}}}={\frac {\sum _{i=1}^{{N_{\text{multi}}}-1}\sum _{j=i+1}^{N_{\text{multi}}}|{r_{\text{i}}}-{r_{\text{j}}}|}{{N_{\text{multi}}}{C_{\text{2}}}}}}$

Los neutrinos de las supernovas interactúan con protones libres, produciendo positrones que se distribuyen de manera tan uniforme en el detector que${\displaystyle {R_{\text{media}}}}$para eventos SN deberían ser significativamente más grandes que para cúmulos espaciales ordinarios de eventos. En el detector Super-Kamiokande,${\displaystyle {R_{\text{media}}}}$para eventos de Monte Carlo distribuidos uniformemente muestra que no existe ninguna cola por debajo${\displaystyle {R_{\text{media}}}}$⩽1000  cm. Para la clase de ráfaga "alarma", se requiere que los eventos tengan${\displaystyle {R_{\text{media}}}}$⩾900  cm para 25⩽${\displaystyle {N_{\text{multi}}}}$⩽40 o${\displaystyle {R_{\text{media}}}}$⩾750  cm para${\displaystyle {N_{\text{multi}}}}$>40. Estos umbrales se determinaron mediante extrapolación a partir de datos de SN1987A. ^{[ 12 ] [ 28 ]}

El sistema ejecutará procesos especiales para comprobar los muones de espalación cuando los candidatos a estallido cumplan los criterios de "alarma" y tomará una decisión primaria para su posterior procesamiento. Si el candidato a estallido pasa estas comprobaciones, los datos se volverán a analizar utilizando un proceso fuera de línea y se tomará una decisión final en unas pocas horas. Durante la ejecución de Super-Kamiokande I, esto nunca ocurrió. Una de las capacidades importantes de [Super-Kamiokande] es reconstruir la dirección de la supernova. Mediante la dispersión de neutrinos y electrones,${\displaystyle \nu _{\text{x}}+e^{-}\to \nu _{\text{x}}+e^{-}}$Se esperan entre 100 y 150 eventos en caso de una supernova en el centro de la Vía Láctea. ^{[ 12 ]} La dirección de la supernova se puede medir con resolución angular.

${\displaystyle \delta \theta \sim {30^{\circ } \over {\sqrt {N}}}}$

donde N es el número de eventos producidos por la dispersión ν–e. Por lo tanto, la resolución angular puede ser tan buena como δθ~3° para una supernova en el centro de la Vía Láctea. ^{[ 12 ]} En este caso, no solo se puede proporcionar el perfil temporal y el espectro de energía de una ráfaga de neutrinos, sino también información sobre la dirección de la supernova.

Como parte del sistema de monitoreo en línea, existe un proceso denominado monitor de "control lento" que supervisa el estado de los sistemas de alta tensión, las temperaturas de los gabinetes electrónicos y el estado de las bobinas de compensación utilizadas para anular el campo geomagnético. Cuando se detecta alguna desviación de los parámetros normales, alerta a los físicos para que investiguen, tomen las medidas adecuadas o notifiquen a los expertos. ^{[ 12 ]}

Para supervisar y controlar los procesos fuera de línea que analizan y transfieren datos, se desarrolló un sofisticado conjunto de software. Este sistema permite a los físicos de turno, incluso a aquellos sin experiencia en el tema, identificar y solucionar problemas comunes para minimizar el tiempo de inactividad. El paquete de software contribuyó significativamente al buen funcionamiento del experimento y a su alta eficiencia general en la toma de datos. ^{[ 12 ]}

La energía del Sol proviene de la fusión nuclear de cuatro protones en su núcleo, que produce un átomo de helio y dos neutrinos electrónicos. Los neutrinos emitidos por esta reacción se denominan neutrinos solares . Los fotones resultantes de la fusión nuclear en el centro del Sol tardan millones de años en llegar a la superficie; en cambio, los neutrinos solares llegan a la Tierra en unos ocho minutos debido a su falta de interacción con la materia. Por consiguiente, los neutrinos solares permiten observar el interior del Sol sin demora. ^{[ 29 ]}

En 1999, el Super-Kamiokande detectó fuertes evidencias de oscilación de neutrinos que explicaron satisfactoriamente 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:

${\displaystyle 4{\text{p}}\to {}^{4}{\text{He}}+2{\text{e}}^{+}+2\nu _{\text{e}}+26.73{\text{ MeV}}}$.

Los neutrinos electrónicos mostrados en la reacción anterior surgen principalmente a través de la cadena pp en masas más bajas, y para estrellas más frías, a través del ciclo CNO de masas más pesadas.

El recuadro izquierdo muestra los tres ciclos principales que componen la cadena pp (pp I, pp II y pp III) y las fuentes de neutrinos asociadas a estos ciclos. El recuadro derecho muestra el ciclo CNO-I.

A principios de la década de 1990, particularmente con las incertidumbres que acompañaron 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 Cl, Kamioka II y Ga indicaron un patrón de flujos de neutrinos que no era compatible con ningún ajuste del Modelo Solar Estándar (SSM). Esto, a su vez, ayudó a motivar una nueva generación de detectores activos de capacidad espectacular. Estos experimentos son Super-Kamiokande, el Observatorio de Neutrinos de Sudbury (SNO) y Borexino . Por ejemplo, Super-Kamiokande es capaz de detectar el evento de dispersión elástica.${\displaystyle \nu _{x}+{\text{e}}^{-}\to \nu _{x}+{\text{e}}^{-}}$lo cual, debido a la contribución de la corriente cargada a${\displaystyle \nu _{\text{e}}}$La dispersión tiene una sensibilidad relativa a los neutrinos electrónicos y a los neutrinos de sabor pesado de aproximadamente 7:1. ^{[ 30 ]} Dado que la dirección del electrón de retroceso está restringida a ser predominantemente hacia adelante, la dirección resultante de los neutrinos se mantiene en la dirección de los electrones de retroceso. Aquí,${\displaystyle \cos \theta _{\text{Sol}}}$se proporciona, donde${\displaystyle \theta _{\text{Sol}}}$es el ángulo entre la dirección de los electrones de retroceso y la posición del Sol. Esto demuestra que el${\displaystyle {}^{8}{\text{B}}}$El flujo de neutrinos solares es${\displaystyle 2.40\pm 0.03({\text{stat}}){}_{-0.07}^{+0.08}({\text{sys}})\times 10^{6}}$ /cm ² -s. Comparando estos datos con el SSM, la relación es${\displaystyle 0.465\pm 0.005({\text{stat}}){}_{-0.013}^{+0.015}({\text{sys}})}$. ^{[ 31 ]} Este resultado indica claramente el déficit de neutrinos solares.

Los neutrinos atmosféricos son rayos cósmicos secundarios producidos por la desintegración 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 totalmente contenidos (FC) tienen todas sus trayectorias dentro del detector interno, mientras que los eventos parcialmente contenidos (PC) tienen trayectorias que escapan del detector interno. Los muones ascendentes que atraviesan el detector (UTM) se producen en la roca debajo del detector y lo atraviesan. Los muones ascendentes que se detienen (USM) también se producen en la roca debajo del detector, pero se detienen en el detector interno.

Se predice que el número de neutrinos observados es uniforme independientemente del ángulo cenital. Sin embargo, en 1998, Super-Kamiokande descubrió que el número de neutrinos muónicos ascendentes (generados en el lado opuesto de la Tierra) era la mitad del número de neutrinos muónicos descendentes. Esto se explica por la transformación u oscilación de los neutrinos en otros neutrinos no detectados. Este fenómeno se denomina oscilación de neutrinos ; este descubrimiento indica la masa finita de los neutrinos y sugiere una extensión del Modelo Estándar. Los neutrinos oscilan en tres sabores, y todos poseen una masa en reposo. Un análisis posterior, realizado en 2004, sugirió una dependencia sinusoidal de la tasa de eventos en función de la "Longitud/Energía", lo que confirmó las oscilaciones de neutrinos. ^{[ 32 ]}

El experimento K2K fue un experimento de neutrinos que se llevó a cabo desde junio de 1999 hasta noviembre de 2004. Este experimento fue diseñado para verificar las oscilaciones observadas por Super-Kamiokande mediante neutrinos muónicos producidos por interacciones de protones acelerados en el laboratorio KEK sobre un blanco. Proporcionó la primera medición positiva de oscilaciones de neutrinos en condiciones donde el flujo de neutrinos podía medirse antes de las oscilaciones mediante un detector cercano. El detector Super-Kamiokande desempeñó un papel importante en el experimento como detector lejano. Un experimento de segunda generación, el experimento T2K , fue diseñado como continuación del experimento K2K .

El experimento T2K (Tokai to Kamioka) es una amplia colaboración internacional cuyo objetivo es medir todos los parámetros desconocidos de las oscilaciones de neutrinos . T2K ha buscado oscilaciones desde neutrinos muónicos hasta neutrinos electrónicos, y anunció las primeras indicaciones experimentales para ellas en junio de 2011. ^{[ 33 ]} Super-Kamiokande es el "detector lejano".

En el Modelo Estándar , se asume que el protón es absolutamente estable . Sin embargo, las Teorías de Gran Unificación (GUT) predicen que los protones pueden desintegrarse en partículas cargadas energéticas más ligeras, como electrones, muones, piones u otras, que pueden observarse. Super-Kamiokande publicó los límites más estrictos para la mayoría de los canales de desintegración del protón.

• 2,4 × 10 ³⁴  años para la desintegración en un positrón y un pión neutro (p → e⁺ + π⁰), ^{[ 34 ]}
• 1,6 × 10 ³⁴  años para la desintegración en un antimuón y un pión neutro (p → μ ⁺ K ⁰ ), ^{[ 35 ]}
• 0,59 × 10 ³⁴  años para la desintegración en un antineutrino muónico y un kaón positivo (p → ν̄K ⁺ ). ^{[ 36 ]}

Además, Super-Kamiokande publicó el límite más estricto sobre las oscilaciones neutrón-antineutrón , estableciendo un límite para la vida útil nuclear del neutrón-antineutrón.${\displaystyle T_{n{\bar {n}}}\geq 3.6\cdot 10^{32}}$año con un nivel de confianza del 90% , lo que corresponde a un límite en el tiempo de oscilación neutrón-antineutrón de${\displaystyle \textstyle \tau _{n{\bar {n}}}\geq 4.7\cdot 10^{8}}$s. ^{[ 37 ]}

Desde 2002, las 50 kilotoneladas de agua pura se han reprocesado continuamente a una tasa de aproximadamente 30 toneladas por hora en un sistema cerrado. Ahora, el agua cruda de la mina se recicla a través de la primera etapa (filtros de partículas y ósmosis inversa) durante un tiempo antes de que se apliquen otros procesos, que implican consumibles 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, que reducen la transparencia del agua a los fotones Cherenkov y constituyen una posible fuente de radón dentro del detector Super-Kamiokande. ^{[ 12 ]}

Se utiliza un intercambiador de calor para enfriar el agua con el fin de reducir el nivel de ruido oscuro del PMT y suprimir el crecimiento de bacterias . Las bacterias supervivientes se eliminan mediante 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 recirculante de 11  MΩ  cm a 18,24  MΩ  cm, aproximándose al límite químico. ^{[ 12 ]}

Originalmente, el sistema incluía un intercambiador iónico (IE), pero se retiró al descubrirse que la resina del IE era una fuente importante de radón. En 1999 se instaló la etapa de ósmosis inversa (RO), que elimina partículas adicionales, y la introducción de aire con bajo contenido de radón en el agua, que aumenta la eficiencia de eliminación de radón en la etapa posterior del desgasificador al vacío (VD). Posteriormente, un VD elimina los gases disueltos en el agua. ^{[ 12 ]}

Estos gases disueltos en el agua son una fuente importante de eventos de fondo para los neutrinos solares en el rango de energía de MeV, y el oxígeno disuelto favorece el crecimiento de bacterias. La eficiencia de eliminación es de aproximadamente el 96 %. A continuación, se introduce el ultrafiltro (UF) para eliminar partículas cuyo tamaño mínimo corresponde 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 el agua, y la eficiencia de eliminación medida para el radón es de aproximadamente el 83 %. La concentración de gases de radón se mide mediante detectores en tiempo real. En junio de 2001, las concentraciones típicas de radón en el agua que entraba al sistema de purificación desde el tanque Super-Kamiokande eran inferiores a 2 ^mBq  m⁻³  , y en el agua de salida del sistema, de 0,4 ± 0,2 mBq m⁻³ ^{. [ 12 ]}  

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 almacenamiento, secadores, filtros y filtros de carbón activado . Se utilizan un total de 8  m³ de ^carbón  activado. Los últimos 50 L de carbón se enfrían a −40  °C para aumentar la eficiencia de eliminación del radón. Los caudales típicos, el punto de rocío y la concentración residual de radón son 18 ^m³  / h, −65 °C (@+1 kg/cm² ⁾ y unos pocos mBq m⁻³ ^{, respectivamente. La concentración típica de radón en el aire de} la cúpula se mide en 40 Bq m⁻³ . ^{[ 12 ]}    

Los niveles de radón en el aire del túnel de la mina, cerca de la cúpula 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 Atotsu, que es un camino relativamente corto a través de la roca expuesta antes de llegar al área experimental, mientras que en verano, el aire fluye hacia afuera del túnel, arrastrando aire rico en radón desde las profundidades de la mina más allá del área experimental. ^{[ 12 ]}

Para mantener los niveles de radón en el área de la cúpula 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 Super-Kamiokande para minimizar la entrada de aire ambiente de la mina. Se construyó una "Cabaña de Radón" (Cabaña Rn) cerca de la entrada del túnel Atotsu para albergar el equipo del sistema de aire de la cúpula: una bomba de aire de 40 hp con una capacidad de bombeo de 10 ^{m³ min⁻¹} / 15 PSI, un deshumidificador de aire, tanques de filtro de carbón y electrónica de control. En otoño de 1997, se instaló una tubería de entrada de aire extendida en una ubicación aproximadamente a 25 m por encima de la entrada del túnel Atotsu. Este bajo nivel cumple con los objetivos de calidad del aire, por lo que ya no se requieren operaciones de regeneración del filtro de carbón. ^{[ 12 ]}    

El sistema de procesamiento de datos fuera de línea se encuentra en Kenkyuto y está conectado al detector Super-Kamiokande mediante  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 día⁻¹ ^o 14 Tbytes año⁻¹ ^. En el sistema fuera de línea se utilizan cintas magnéticas para almacenar los datos, y la mayor parte del análisis se realiza allí. El sistema de procesamiento fuera de línea está diseñado para ser independiente de la plataforma, ya que se utilizan diferentes arquitecturas informáticas para el análisis de datos. Por ello, las estructuras de datos se basan en el sistema de banco ZEBRA desarrollado en el CERN , así como en el sistema de intercambio ZEBRA. ^{[ 12 ]}

Los datos de eventos del sistema DAQ en línea Super-Kamiokande contienen básicamente una lista del número de conteos de impactos de 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 se realiza 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. Normalmente,  se procesan 10 Tbytes de datos brutos cada mes, lo que requiere una gran cantidad de potencia de CPU y acceso de E/S de alta velocidad a los datos brutos. También es necesario un procesamiento extenso de simulación de Monte Carlo . ^{[ 12 ]}

El sistema fuera de línea se diseñó para satisfacer todas estas necesidades: almacenamiento en cinta de una gran base de datos (14 Tbytes año−1), procesamiento estable en tiempo semi-real, reprocesamiento casi continuo y simulación de Monte Carlo. El sistema informático consta de tres subsistemas principales: el servidor de datos, el conjunto de CPU y la red al final de la Ejecución I. ^{[ 12 ]}

En la Universidad de Stony Brook, Nueva York, se instaló un sistema dedicado al procesamiento remoto de datos para procesar los datos brutos enviados desde Kamioka. La mayor parte de los datos brutos reformateados se copiaron desde las instalaciones del sistema en Kamioka. En Stony Brook, se configuró un sistema para el análisis y procesamiento posterior. Allí, los datos brutos se procesaron con una unidad DLT de cintas múltiples. Se realizaron procesos de reducción de datos de primera etapa tanto para el análisis de alta energía como para el de baja energía.

La reducción de datos para el análisis de alta energía se centró principalmente en eventos de neutrinos atmosféricos y la búsqueda de desintegración de protones, mientras que el análisis de baja energía se centró principalmente en eventos de neutrinos solares. Los datos reducidos para el análisis de alta energía se filtraron posteriormente mediante otros procesos de reducción y los datos resultantes se almacenaron en discos. Los datos reducidos para el análisis de 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 tres 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 único análisis combinado ^{[ 38 ].}