36°25′32.6″N 137°18′37.1″E / 36.425722, -137.310306 [1]
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. Es operado por el Instituto de Investigación de Rayos Cósmicos , Universidad de Tokio con la ayuda de un equipo internacional. [2] [3] Está ubicado a 1000 m (3300 pies) bajo tierra en la mina Mozumi en el área Kamioka de Hida. El observatorio fue diseñado para detectar neutrinos de alta energía, buscar la desintegración de protones , estudiar los neutrinos solares y atmosféricos y vigilar las supernovas en la Vía Láctea .
Super-K está ubicado a 1000 m (3300 pies) bajo tierra en la mina Mozumi en el área Kamioka de Hida. [4] [5] Consiste en un tanque cilíndrico de acero inoxidable de 41,4 m (136 pies) de alto y 39,3 m (129 pies) de diámetro que contiene 50 220 toneladas (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 pies) de altura y 33,8 m (111 pies) de diámetro, y un detector externo (OD) que consiste en el volumen restante del tanque. Montados en la superestructura hay 11 146 tubos fotomultiplicadores (PMT) de 50 cm (20 pulgadas) de diámetro que miran hacia el ID y 1885 PMT de 20 cm (8 pulgadas) que miran hacia el OD. Hay una barrera de Tyvek y lámina negra adherida a la superestructura que separa ópticamente el interior del exterior. [ cita requerida ]
Una 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 de un estampido sónico . La luz Cherenkov se proyecta como un anillo en la pared del detector y es registrada por los fotoemisores polarizadores. Utilizando la información de tiempo y carga registrada por cada fotoemisor polarizador, 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 difusos. Los muones altamente relativistas , en cambio, viajan casi en línea recta a través del detector y producen anillos con bordes afilados. [ cita requerida ]
La construcción del predecesor del actual Observatorio de Kamioka , el Instituto de Investigación de Rayos Cósmicos de la Universidad de Tokio , comenzó en 1982 y se completó en abril de 1983. El propósito del observatorio era detectar si existe la desintegración de protones , una de las preguntas más fundamentales de la física de partículas elementales. [6] [7] [8] [9] [10]
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 3.058 toneladas (3.400 toneladas estadounidenses) de agua pura y alrededor de 1.000 tubos fotomultiplicadores (PMT) unidos a su superficie interior. El detector fue mejorado, a partir de 1985, para permitirle observar neutrinos solares. Como resultado, el detector (KamiokaNDE-II) se había vuelto lo suficientemente sensible como para detectar diez 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 Kamioka para observar la dirección de los electrones producidos en las interacciones de neutrinos solares permitió a los experimentadores demostrar directamente por primera vez que el Sol era una fuente de neutrinos.
Mientras hacía descubrimientos en astronomía y astrofísica de neutrinos, Kamiokande nunca detectó una desintegración de protones, el objetivo principal de su construcción. La ausencia de cualquier observación de ese tipo retrasó la posible vida media de cualquier desintegración potencial de protones lo suficiente como para eliminar algunos de los modelos GUT que permiten tal desintegración. Otros modelos predicen una vida media más larga, con desintegraciones más raras.
Para aumentar la posibilidad de detectar tales desintegraciones, se necesitaba un detector más grande. También era necesaria una mayor sensibilidad para obtener una mayor confianza estadística en otras detecciones. Esto condujo al diseño y construcción de Super-Kamiokande, con quince veces el volumen de agua y diez veces más PMT que Kamiokande.
El proyecto Super-Kamiokande fue aprobado por el Ministerio de Educación, Ciencia, Deportes y Cultura japonés en 1991 con una financiación total de aproximadamente 100 millones de dólares. La parte estadounidense de la propuesta, que consistía principalmente en construir el sistema OD, fue aprobada por el Departamento de Energía de Estados Unidos en 1993 por 3 millones de dólares. Además, Estados Unidos también ha aportado unos 2000 PMT de 20 cm reciclados del experimento IMB . [11]
Super-Kamiokande comenzó a funcionar en 1996 y anunció la primera evidencia de oscilación de neutrinos en 1998. [12] Esta fue la primera observación experimental que respaldó 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 de 2015 fue otorgado al investigador de Super-Kamiokande Takaaki Kajita junto con Arthur McDonald en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury por su trabajo que confirmó la oscilación de neutrinos.
El 12 de noviembre de 2001, unos 6.600 tubos fotomultiplicadores, cuyo costo era de unos 3.000 dólares cada uno, [13] del detector Super-Kamiokande implosionaron , aparentemente en una reacción en cadena o en una falla en cascada , ya que la onda expansiva de la conmoción de cada tubo que implosionaba agrietó a sus vecinos. El detector se restauró parcialmente redistribuyendo los tubos fotomultiplicadores que no implosionaron y añadiendo carcasas acrílicas protectoras que se espera que eviten 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 6.000 PMT. El trabajo se completó en junio de 2006, momento en el que 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 importantes mejoras en la electrónica. Después de la actualización, la nueva fase del experimento se denominó Super-Kamiokande-IV. SK-IV recopiló datos sobre varias fuentes naturales de neutrinos y actuó como detector lejano para el experimento de oscilación de neutrinos de línea base larga Tokai-to-Kamioka (T2K).
El SK-IV continuó funcionando 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. [14]
En 2020, el detector se actualizó para el proyecto SuperKGd añadiendo una sal de gadolinio al agua ultrapura para permitir la detección de antineutrinos de explosiones de supernovas. [15]
El Super-Kamiokande (SK) es un detector Cherenkov que se utiliza para estudiar neutrinos de diferentes fuentes, como el Sol, las supernovas, la atmósfera y los aceleradores. También se utiliza para buscar la desintegración de protones. El experimento comenzó en abril de 1996 y se suspendió por mantenimiento en julio de 2001, un período conocido como "SK-I". Dado que se produjo un accidente durante el mantenimiento, el experimento se reanudó en octubre de 2002 con sólo la mitad de su número original de ID-PMT. [16]
Para evitar más accidentes, todos los PMT de ID fueron cubiertos con plástico reforzado con fibra y ventanas frontales de acrílico. Esta fase, que va desde octubre de 2002 hasta otro cierre para una reconstrucción completa en octubre de 2005, se denomina "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. [16]
En las fases anteriores, los ID-PMT procesaban las señales mediante módulos electrónicos personalizados llamados módulos de temporización 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 la carga y de −300 a 1000 ns con una resolución de 0,4 ns para el tiempo. Había dos pares de QAC/TAC para cada señal de entrada del PMT, esto evitaba el tiempo muerto y permitía la lectura de múltiples impactos secuenciales que pueden surgir, por ejemplo, de electrones que son productos de desintegración de muones de detención. [16]
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). [17] 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 de nuevo desarrollo en forma de un circuito integrado específico de la aplicación (ASIC), un convertidor de tiempo a digital (TDC) de múltiples impactos y una matriz de puertas programables en campo (FPGA). [18] Cada entrada QTC tiene tres rangos de ganancia "Pequeño", "Mediano" y "Grande"; las resoluciones para cada uno se muestran en la Tabla. [16]
Para cada rango, la conversión de analógico a digital se realiza por separado, pero el único rango utilizado es el de mayor resolución que no se satura. El rango dinámico de carga general del QTC es de 0,2 a 2500 pC, cinco veces mayor que el antiguo. La resolución de carga y tiempo del QBEE a nivel de fotoelectrón único es de 0,1 fotoelectrones y 0,3 ns respectivamente, ambas son 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. [16]
En 2020, se introdujo gadolinio en el tanque de agua Super-Kamiokande para distinguir los neutrinos de los antineutrinos que surgen de las explosiones de supernovas. [15] [19] Esto se conoce como el proyecto SK-Gd (otros nombres incluyen SuperKGd , SUPERK-GD y nombres similares). [20] 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. [15] [19]
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 arrancados de una molécula de agua produciendo un destello de luz azul de 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. [21]
El gadolinio tiene afinidad por los neutrones y produce un destello brillante de rayos gamma cuando absorbe uno. Añadir 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 choca con un protón y segundo cuando el gadolinio absorbe un neutrón. [19] El brillo del primer destello permite a los físicos distinguir entre antineutrinos de baja energía de la Tierra y antineutrinos de alta energía 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 de la presencia de una supernova en la Vía Láctea en el plazo de un segundo desde que se produzca.
El mayor desafío era si el agua del detector podía filtrarse continuamente para eliminar las 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 de Kamioka y funcionó durante años. Terminó de funcionar 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 perjudicaría significativamente la transparencia del agua, que de otro modo sería ultrapura, ni causaría corrosión o deposición en el equipo existente o en las nuevas válvulas que se instalarán más adelante en el Hyper-Kamiokande . [20] [21]
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 hormigón como relleno contra las paredes de piedra toscamente labrada para contrarrestar la presión del agua cuando el tanque está lleno. La capacidad del tanque supera las 50 kilotoneladas de agua. [11]
La unidad básica de los PMT de ID es un "supermódulo", un marco que soporta una matriz de PMT de 3x4. 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 tanto en dirección vertical como horizontal. Luego, toda la estructura de soporte se conecta a la parte inferior del tanque y a la estructura superior. Además de servir como elementos estructurales rígidos, los supermódulos simplificaron el ensamblaje inicial del ID.
Cada supermódulo se montó en el suelo del tanque y luego se elevó hasta su posición final. De esta manera, el interior está revestido de supermódulos. Durante la instalación, los PMT del interior se ensamblaron previamente en unidades de tres para facilitar su instalación. Cada supermódulo tiene dos PMT del exterior fijados en su parte posterior. La estructura de soporte para los PMT inferiores está fijada 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 recorren la superficie exterior de la estructura de soporte del PMT, es decir, en el plano exterior del PMT, pasan por los puertos de cables en la parte superior del tanque y luego se enrutan hacia las casetas de electrónica.
El espesor del OD varía ligeramente, pero en promedio es de unos 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 con 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 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 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. [11]
El campo geomagnético promedio es de aproximadamente 450 mG y está inclinado unos 45° con respecto al horizonte en el sitio 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, se disponen 26 conjuntos de bobinas de Helmholtz horizontales y verticales alrededor de las superficies internas del tanque. Con estas en funcionamiento, el campo promedio en el detector se reduce a aproximadamente 50 mG. El campo magnético en varias ubicaciones de los PMT se midió antes de que el tanque se llenara con agua. [11]
Un volumen fiducial 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.
Una computadora de monitoreo en línea ubicada en la sala de control lee datos de la computadora central del DAQ a través de un enlace FDDI. Proporciona a los operadores de turno una herramienta flexible para seleccionar las características de visualización de eventos, realiza 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 del 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. [11]
Para detectar e identificar tales explosiones de la forma más eficiente y rápida posible, Super-Kamiokande está equipado con un sistema de monitorización de supernovas en línea. Se esperan unos 10.000 eventos en total en Super-Kamiokande por una explosión de supernova en el centro de la Vía Láctea. 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 en una escala de tiempo total de decenas de segundos y que aproximadamente la mitad de ellos se emiten durante el primer o segundo segundo. Super-K buscará grupos de eventos en ventanas de tiempo específicas de 0,5, 2 y 10 s. [11]
Los datos se transmiten al proceso de análisis de SN-watch en tiempo real cada 2 minutos y el análisis se completa normalmente en 1 minuto. Cuando se encuentran candidatos a eventos de supernova (SN), se calcula si la multiplicidad de eventos es mayor que 16, donde se define como la distancia espacial promedio entre eventos, es decir
Los neutrinos de las supernovas interactúan con los protones libres, produciendo positrones que se distribuyen de manera tan uniforme en el detector que, en el caso de los eventos SN, deberían ser significativamente mayores que en el caso de los cúmulos espaciales ordinarios de eventos. En el detector Super-Kamiokande, para los eventos de Monte Carlo distribuidos de manera uniforme, se muestra que no existe cola por debajo de ⩽1000 cm. Para la clase de ráfaga de "alarma", se requiere que los eventos tengan ⩾900 cm para 25⩽ ⩽40 o ⩾750 cm para >40. Estos umbrales se determinaron mediante extrapolación a partir de los datos de SN1987A. [11] [22]
El sistema ejecutará procesos especiales para verificar si hay muones de espalación cuando los candidatos a estallido cumplan con los criterios de "alarma" y tomará una decisión primaria para el procesamiento posterior. Si el candidato a estallido pasa estas verificaciones, 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, se esperan un total de 100 a 150 eventos en caso de una supernova en el centro de la Vía Láctea. [11] La dirección de la supernova se puede medir con resolución angular.
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. [11] En este caso, no solo se puede proporcionar el perfil temporal y el espectro de energía de una explosión de neutrinos, sino también la información sobre la dirección de la supernova.
Existe un proceso denominado monitor de "control lento", que forma parte del sistema de monitoreo en línea y que vigila el estado de los sistemas de alta tensión, las temperaturas de las cajas de componentes electrónicos y el estado de las bobinas de compensación utilizadas para cancelar el campo geomagnético. Cuando se detecta cualquier desviación de las normas, alerta a los físicos para que investiguen, tomen las medidas adecuadas o notifiquen a los expertos. [11]
Para supervisar y controlar los procesos fuera de línea que analizan y transfieren datos, se desarrolló un sofisticado conjunto de software. Este monitor permite a los físicos de turnos no expertos identificar y reparar problemas comunes para minimizar el tiempo de inactividad, y el paquete de software fue una contribución significativa al funcionamiento sin problemas del experimento y su alta eficiencia general durante la vida útil para la toma de datos. [11]
La energía del Sol proviene de la fusión nuclear en su núcleo, donde se generan un átomo de helio y un neutrino electrónico a partir de 4 protones. Estos neutrinos emitidos a partir de 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", lo que tarda millones de años en llegar a la luz visible. [23]
En 1999, el Super-Kamiokande detectó evidencia sólida de oscilación de neutrinos que explicó 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
MeV
En consecuencia, las estrellas son una fuente de neutrinos, incluido el Sol . Estos neutrinos llegan principalmente a través de la cadena pp en masas más bajas, y para las estrellas más frías, principalmente a través del ciclo CNO de masas más pesadas.
A principios de los años 1990, en particular 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 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 fue capaz de detectar eventos de dispersión elástica (ES)
que, debido a la contribución de la corriente cargada a la dispersión, tiene una sensibilidad relativa a s y neutrinos de sabor pesado de ~7:1. [24] Dado que la dirección del electrón de retroceso está restringida a ser muy hacia adelante, la dirección de los neutrinos se mantiene en la dirección de los electrones de retroceso. Aquí, se proporciona donde es el ángulo entre la dirección de los electrones de retroceso y la posición del Sol. Esto muestra que el flujo de neutrinos solares se puede calcular en . En comparación con el SSM, la relación es . [25] El 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 trazas en el detector interior, mientras que los eventos parcialmente contenidos (PC) tienen trazas de escape del detector interior. Los muones que pasan hacia arriba (UTM) se producen en la roca debajo del detector y pasan a través del detector interior. Los muones que se detienen hacia arriba (USM) también se producen en la roca debajo del detector, pero se detienen en el detector interior.
El número de neutrinos observados se predice de manera uniforme independientemente del ángulo cenital. Sin embargo, Super-Kamiokande descubrió que el número de neutrinos muónicos que se mueven hacia arriba (generados en el otro lado de la Tierra) es la mitad del número de neutrinos muónicos que se mueven hacia abajo en 1998. Esto se puede explicar por el cambio u oscilación de los neutrinos en otros neutrinos que no se detectan. Esto se llama 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 los neutrinos tienen su masa en reposo. Un análisis posterior en 2004 sugirió una dependencia sinusoidal de la tasa de eventos como una función de "Longitud/Energía", lo que confirmó las oscilaciones de neutrinos. [26]
El experimento K2K fue un experimento de neutrinos que se realizó 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 . Proporciona la primera medición positiva de 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. El experimento posterior T2K continuó como la segunda generación del experimento K2K .
El experimento T2K (Tokai to Kamioka) es un experimento de neutrinos en el que colaboran varios países, entre ellos 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 de neutrinos muónicos a neutrinos electrónicos y anunció las primeras indicaciones experimentales para ellos en junio de 2011. [27] El detector Super-Kamiokande actúa como el "detector lejano". El detector Super-K registrará la radiación Cherenkov de muones y electrones creada por interacciones entre neutrinos de alta energía y agua.
En el Modelo Estándar se supone que el protón es absolutamente estable . Sin embargo, las Teorías de Gran Unificación (GUT) predicen que los protones pueden desintegrarse en partículas cargadas más ligeras y energéticas, 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 desintegración de protones. [28]
Los 50 kilotones de agua pura se reprocesan continuamente a un ritmo de unas 30 toneladas/hora en un sistema cerrado desde principios de 2002. Ahora, el agua cruda de la mina se recicla a través del primer paso (filtros de partículas y ósmosis inversa) durante algún tiempo antes de que se impongan otros procesos, que implican costosos consumibles. Inicialmente, el agua del tanque Super-Kamiokande pasa a través de filtros de malla de 1 μm nominal para eliminar el polvo y las partículas, que reducen la transparencia del agua para los fotones Cherenkov y proporcionan una posible fuente de radón dentro del detector Super-Kamiokande. [11]
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 son eliminadas por una etapa de esterilización por rayos 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 recirculada de 11 MΩ cm a 18,24 MΩ cm, acercándose al límite químico. [11]
Originalmente, se incluyó un intercambiador de iones (IE) en el sistema, pero se eliminó cuando se descubrió que la resina de IE era una fuente importante de radón. En 1999 se instalaron el paso de ósmosis inversa (RO) que elimina partículas adicionales y la introducción de aire reducido con Rn en el agua que aumenta la eficiencia de eliminación de radón en la etapa de desgasificación al vacío (VD) que sigue. Después de eso, un VD elimina los gases disueltos en el agua. [11]
Estos gases disueltos en el agua son una fuente importante de eventos de fondo para los neutrinos solares en el rango de energía MeV y el oxígeno disuelto estimula 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 corresponde a un peso molecular de aproximadamente 10.000 (o aproximadamente 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 alrededor del 83%. La concentración de gases de radón se miniaturiza 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, 0,4 ± 0,2 mBq m −3 . [11]
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 amortiguación, secadores, filtros y filtros de carbón activado . Se utiliza un total de 8 m 3 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 de radón residual son 18 m 3 /h, −65 °C (@+1 kg/cm 2 ), y unos pocos mBq m −3 , respectivamente. La concentración típica de radón en el aire del domo se mide en 40 Bq m −3 . [11]
Los niveles de radón en el aire del túnel de la mina, cerca de la cúpula de la cavidad del tanque, suelen alcanzar entre 2000 y 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 a 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 fluye hacia afuera del túnel, extrayendo aire rico en radón de las profundidades de la mina más allá del área experimental. [11]
Para mantener los niveles de radón en la zona de la cúpula y el sistema de purificación de agua por debajo de 100 Bq m −3 , se bombea continuamente aire fresco a aproximadamente 10 m 3 /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. Se construyó una "cabaña de radón" (cabaña de Rn) cerca de la entrada del túnel de Atotsu para albergar el equipo para el sistema de aire de la cúpula: una bomba de aire de 40 hp con una capacidad de bombeo de 10 m 3 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 un lugar aproximadamente a 25 m por encima de la entrada del túnel de Atotsu. Este bajo nivel satisface los objetivos de calidad del aire, por lo que ya no se requerirían operaciones de regeneración del filtro de carbón. [11]
El procesamiento de datos fuera de línea se produce tanto en Kamioka como en Estados Unidos.
El sistema de procesamiento de datos fuera de línea se encuentra 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 día −1 o 14 Tbytes año −1 . Se utilizan cintas magnéticas 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 de manera independiente de la plataforma porque se utilizan diferentes arquitecturas de computadora para el análisis de datos. Debido a esto, las estructuras de datos se basan en el sistema de banco ZEBRA desarrollado en CERN, así como en el sistema de intercambio ZEBRA. [11]
Los datos de eventos del sistema DAQ en línea Super-Kamiokande contienen básicamente una lista de la cantidad de PMT, recuentos de TDC y ADC de impacto, 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 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, se procesan 10 Tbytes de datos sin procesar cada mes, por lo que se requiere una gran cantidad de potencia de CPU y acceso de E/S de alta velocidad a los datos sin procesar. También es necesario un procesamiento extenso de simulación de Monte Carlo . [11]
El sistema offline fue diseñado para satisfacer las demandas de todos estos elementos: almacenamiento en cinta de una gran base de datos (14 Tbytes por año), 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, la granja de CPU y la red al final de la ejecución I. [11]
En la Universidad Stony Brook de Stony Brook, Nueva York , se instaló un sistema dedicado al procesamiento de datos fuera de línea 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 el análisis y el 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 se realizó principalmente para eventos de neutrinos atmosféricos y búsqueda de desintegración de protones, mientras que el análisis de baja energía se realizó principalmente para eventos de neutrinos solares. Los datos reducidos para el análisis de alta energía se filtraron aún más 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 desfases se prolongó durante tres años hasta que se demostró que sus cadenas de análisis producían resultados equivalentes. Por tanto, con el fin de limitar la mano de obra, las colaboraciones se concentraron en un único análisis combinado [29].
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. [30]
SK ha establecido límites para la vida útil de los protones y otras desintegraciones raras y las propiedades de los neutrinos. SK ha establecido un límite inferior para la desintegración de protones en kaones de 5,9 × 10 33 años [31]
En enero de 2023, a partir de datos recopilados durante el período 1996-2018, Super-Kamiokande informó nuevos límites para la materia oscura sub-GeV , excluyendo la sección transversal de dispersión elástica de materia oscura-nucleón entre y con masas de a . [4] [5]
Super-Kamiokande es el tema de la fotografía de 2007 de Andreas Gursky , Kamiokande [32] y apareció en un episodio de Cosmos: A Spacetime Odyssey . [33]
En septiembre de 2018, se drenó el detector para realizar tareas de mantenimiento, lo que permitió a un equipo de periodistas de la Australian Broadcasting Corporation obtener un video con resolución 4K desde el interior del tanque de detección. [34]
{{cite web}}: |first1=tiene nombre genérico ( ayuda ){{cite web}}: CS1 maint: numeric names: authors list (link)