スーパーカミオカンデ

以前のフェーズでは、ID-PMTはアナログタイミングモジュール（ATM）と呼ばれるカスタム電子モジュールによって信号を処理していました。これらのモジュールには、電荷-アナログ変換器（QAC）と時間-アナログ変換器（TAC）が含まれており、 電荷のダイナミックレンジは0～450ピコクーロン（pC）、分解能は0.2 pC、時間のダイナミックレンジは-300～1000  ns、分解能は0.4 nsでした。各PMT入力信号には2組のQAC/TACがあり、これによりデッドタイムが防止され、停止ミューオンの崩壊生成物で ある電子などから発生する可能性のある複数の連続ヒットの読み出しが可能になりました。^{[ 22 ]}

SKシステムは、今後10年間の安定性を維持し、データ収集システムのスループットを向上させるために、イーサネット付きQTCベースの電子機器（QBEE）に2008年9月にアップグレードされました。^{[ 23 ]} QBEEは、パイプライン化されたコンポーネントを組み合わせることで高速信号処理を実現します。これらのコンポーネントは、特定用途向け集積回路（ASIC）の形で新たに開発されたカスタム電荷時間変換器（QTC）、マルチヒット時間デジタル変換器（TDC）、およびフィールドプログラマブルゲートアレイ（FPGA）です。^{[ 24 ]}各QTC入力には、「小」、「中」、「大」の3つのゲイン範囲があり、それぞれの分解能は表に示されています。^{[ 22 ]}

各範囲について、アナログ-デジタル変換は別々に行われますが、使用される範囲は、飽和していない最高分解能の範囲のみです。QTC の全体的な電荷ダイナミックレンジは 0.2～2500  pC で、旧型の 5 倍です。QBEE の単一光電子レベルでの電荷およびタイミング分解能は、 それぞれ 0.1 光電子および 0.3 ns で、どちらも SK で使用されている 20 インチ PMT の固有分解能よりも優れています。QBEE は広いダイナミックレンジにわたって良好な電荷直線性を実現しています。電子回路の統合電荷直線性は 1% より優れています。QTC のディスクリミネータの閾値は -0.69  mV (0.25 光電子に相当、SK-III と同じ) に設定されています。この閾値は、以前の ATM ベースのフェーズでの検出器の動作を再現するために選択されました。^{[ 22 ]}

超新星爆発から生じるニュートリノと反ニュートリノを区別するために、2020年にスーパーカミオカンデの水槽にガドリニウムが導入されました。 ^{[ 21 ] [ 25 ]}これはSK-Gdプロジェクトとして知られています（他の名前にはSuperKGd、SUPERK-GDなどがあります）。^{[ 26 ]}プロジェクトの最初の段階では、2020年に1.3トンのGd塩（硫酸ガドリニウム八水和物、Gd(SO4 ₎ 3⋅ ₍ H2O ₎ 8 _）が超純水に添加され、塩の濃度は0.02%（質量比）になりました。この量は、計画されている最終目標濃度の約10分の1です。^{[ 21 ] [ 25 ]}

太陽や他の恒星での核融合は、陽子を中性子に変え、ニュートリノを放出します。地球や超新星でのベータ崩壊は、中性子を陽子に変え、反ニュートリノを放出します。スーパーカミオカンデは、水分子から叩き落とされた電子が青いチェレンコフ光を発するのを検出しますが、これはニュートリノと反ニュートリノの両方によって生成されます。より稀な例として、反ニュートリノが水中の陽子と相互作用して中性子と陽電子を生成する場合があります。^{[ 27 ]}

ガドリニウムは中性子との親和性があり、中性子を吸収すると明るいガンマ線を発します。スーパーカミオカンデにガドリニウムを加えることで、ニュートリノと反ニュートリノを区別できるようになります。反ニュートリノは、約30マイクロ秒間隔で2回の光の閃光を発します。1回目はニュートリノが陽子に衝突したとき、2回目はガドリニウムが中性子を吸収したときです。^{[ 25 ]}最初の閃光の明るさによって、物理学者は地球からの低エネルギー反ニュートリノと超新星からの高エネルギー反ニュートリノを区別できます。スーパーカミオカンデは、遠方の超新星からのニュートリノを観測するだけでなく、天の川銀河で超新星が発生した場合、発生から1秒以内に世界中の天文学者にその存在を知らせる警報を発することもできます。

最大の課題は、ガドリニウムを除去することなく、検出器の水を連続的にろ過して不純物を除去できるかどうかでした。硫酸ガドリニウムを添加したEGADSと呼ばれる200トンのプロトタイプが神岡鉱山に設置され、数年間稼働しました。2018年に稼働を終了し、新しい水浄化システムがガドリニウム濃度を安定させながら不純物を除去できることを示しました。また、硫酸ガドリニウムは、超純水の透明度を著しく損なったり、既存の機器や後にハイパーカミオカンデに設置される新しいバルブに腐食や堆積を引き起こしたりしないことも示しました。^{[ 26 ] [ 27 ]}

貯水槽の外殻は、直径39m、高さ42mの円筒形のステンレス鋼製タンクです。タンクは自立式で、タンクが満水になったときの水圧に対抗するため、粗く切り出した石壁にコンクリートが充填されています。タンクの容量は50キロトンを超えます。^{[ 12 ]}

ID PMTの基本ユニットは「スーパーモジュール」と呼ばれるフレームで、3×4アレイのPMTを支える構造となっています。スーパーモジュールのフレームは高さ2.1m、幅2.8m、厚さ0.55mです。これらのフレームは垂直方向と水平方向の両方で互いに接続されています。そして、支持構造全体がタンク底部と上部構造に接続されます。スーパーモジュールは剛性の高い構造要素として機能するだけでなく、IDの初期組み立てを簡素化する役割も果たします。

各スーパーモジュールはタンクの床上で組み立てられ、その後最終位置まで吊り上げられました。そのため、ID側は実質的にスーパーモジュールで覆われています。設置時には、ID PMTは設置しやすいように3個ずつユニット化して事前に組み立てられました。各スーパーモジュールの背面には、OD PMTが2個取り付けられています。下部PMTの支持構造は、スーパーモジュールフレームごとに1本の垂直梁でステンレス鋼製タンクの底部に取り付けられています。タンク上部の支持構造は、上部PMTの支持構造としても使用されます。

3つの光電子増倍管（PMT）のグループごとにケーブルが束ねられています。すべてのケーブルはPMT支持構造の外表面、すなわちPMTのOD面に沿って伸び、タンク上部のケーブルポートを通過した後、電子機器室へと配線されます。

ODの厚さは若干異なりますが、平均すると上部と下部で約2.6m、バレル壁で約2.7mであり、ODの総質量は18キロトンです。ODの光電子増倍管（PMT）は、上層に302個、下層に308個、バレル壁面に1275個配置されています。

空気中のラドン崩壊生成物からの低エネルギーバックグラウンド放射線から保護するために、空洞の天井とアクセストンネルは、マインガードと呼ばれるコーティングで密閉されました。マインガードは、鉱業における岩盤支持システムおよびラドンガスバリアとして使用するために開発されたスプレー塗布ポリウレタン膜です。^{[ 12 ]}

平均地磁気は、検出器設置場所において約 450 mG であり、地平線に対して約 45° 傾いています。これは、周囲磁場がはるかに低いことを好む大型で非常に高感度な光電子増倍管 (PMT) にとって問題となります。地磁気の強さと均一な方向は、光電子の軌道とタイミングを系統的に偏らせる可能性があります。これを打ち消すために、タンクの内面の周囲に 26 組の水平および垂直ヘルムホルツコイルが配置されています。これらが作動すると、検出器内の平均磁場は約 50  mG に減少します。タンクに水を満たす前に、さまざまな PMT 位置での磁場が測定されました。^{[ 12 ]}

標準的な基準体積は約22.5キロトンと定義され、これは周囲の岩石中の自然放射能によって引き起こされる異常な反応を最小限に抑えるために、ID壁から2.00m離れた位置に描かれた表面の内側の領域として定義される。

制御室に設置されたオンラインモニターコンピュータは、FDDIリンクを介してDAQホストコンピュータからデータを読み取ります。これにより、シフトオペレーターはイベント表示機能を選択するための柔軟なツールを利用でき、検出器のパフォーマンスを監視するためのオンラインおよび最近の履歴ヒストグラムを作成し、検出器とDAQの問題を効率的に監視および診断するために必要なさまざまな追加タスクを実行できます。データストリーム内のイベントを抜き出し、基本的な分析ツールを適用して、校正中またはハードウェアやオンラインソフトウェアの変更後にデータ品質をチェックできます。^{[ 12 ]}

スーパーカミオカンデは、このようなバーストをできるだけ効率的かつ迅速に検出および識別するために、オンライン超新星モニターシステムを備えています。天の川銀河の中心での超新星爆発では、スーパーカミオカンデで合計約10,000個のイベントが発生すると予想されます。スーパーカミオカンデは、デッドタイムなしでバーストを測定でき、バーストの最初の1秒以内に最大30,000個のイベントを測定できます。超新星爆発の理論計算では、ニュートリノは数十秒の全時間スケールで放出され、その約半分が最初の1～2秒の間に放出されることが示唆されています。スーパーカミオカンデは、0.5秒、2秒、10 秒の指定された時間ウィンドウでイベントクラスターを探索します。^{[ 12 ]}

データは2分ごとにリアルタイムSN監視分析プロセスに送信され、分析は通常1 分で完了します。超新星（SN）イベント候補が見つかると、${\displaystyle {R_{\text{mean}}}}$イベント多重度が16より大きい場合に計算されます。${\displaystyle {R_{\text{mean}}}}$は、イベント間の平均空間距離として定義されます。

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

超新星からのニュートリノは自由陽子と相互作用し、陽電子を生成するが、陽電子は検出器内で非常に均一に分布するため${\displaystyle {R_{\text{mean}}}}$SNイベントの場合、通常の空間的イベントクラスターよりもかなり大きくなるはずです。スーパーカミオカンデ検出器では、${\displaystyle {R_{\text{mean}}}}$一様分布のモンテカルロイベントでは、以下の値に裾野が存在しないことが示されています。${\displaystyle {R_{\text{mean}}}}$≦1000  cm。「アラーム」クラスのバーストの場合、イベントは${\displaystyle {R_{\text{mean}}}}$ 25≦900cm以上${\displaystyle {N_{\text{multi}}}}$40以下または${\displaystyle {R_{\text{mean}}}}$750cm 以上${\displaystyle {N_{\text{multi}}}}$>40。これらの閾値はSN1987Aのデータから外挿によって決定されました。^{[ 12 ] [ 28 ]}

システムは、バースト候補が「警報」基準を満たした場合に、スパレーションミューオンをチェックする特別なプロセスを実行し、その後の処理に関する最初の決定を行います。バースト候補がこれらのチェックを通過すると、データはオフラインプロセスを使用して再解析され、数時間以内に最終決定が下されます。スーパーカミオカンデIの運転中、これは一度も発生しませんでした。[スーパーカミオカンデ]の重要な機能の1つは、超新星の方向を再構築することです。ニュートリノと電子の散乱により、$\displaystyle \nu _{\text{x}}+e^{-}\to \nu _{\text{x}}+e^{-}}$天の川銀河の中心で超新星爆発が発生した場合、合計100～150個のイベントが発生すると予想される。^{[ 12 ]}超新星の方向は角度分解能で測定できる。

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

ここで、N は ν–e 散乱によって生成されるイベントの数です。したがって、角度分解能は、天の川銀河の中心にある超新星の場合、δθ~3° と非常に良好になる可能性があります。^{[ 12 ]}この場合、ニュートリノバーストの時間プロファイルとエネルギー スペクトルだけでなく、超新星の方向に関する情報も提供できます。

オンライン監視システムの一部として、「スローコントロール」モニターと呼ばれるプロセスがあり、高電圧システムのステータス、電子機器クレートの温度、地磁気を打ち消すために使用される補償コイルのステータスを監視します。基準からの逸脱が検出されると、物理学者に警告を発し、調査を促し、適切な措置を講じ、または専門家に通知します。^{[ 12 ]}

データの分析と転送を行うオフラインプロセスを監視および制御するために、高度なソフトウェアセットが開発されました。このモニターにより、専門知識を持たないシフト物理学者が一般的な問題を特定して修復し、ダウンタイムを最小限に抑えることができ、このソフトウェアパッケージは実験のスムーズな運用とデータ取得における全体的な高い寿命効率に大きく貢献しました。^{[ 12 ]}

太陽のエネルギーは、中心部で4つの陽子が核融合を起こしてヘリウム原子と2つの電子ニュートリノを生成することによって生じます。この反応から放出されるニュートリノは太陽ニュートリノと呼ばれます。太陽中心部での核融合によって生じる光子は、表面に到達するまでに数百万年かかりますが、太陽ニュートリノは物質との相互作用がないため、約8分で地球に到達します。したがって、太陽ニュートリノによって、太陽内部を遅滞なく観測することが可能になります。^{[ 29 ]}

1999年、スーパーカミオカンデはニュートリノ振動の強力な証拠を検出し、太陽ニュートリノ問題をうまく説明しました。太陽と可視星の約80%は、水素をヘリウムに変換することによってエネルギーを生成しています。

$\displaystyle 4p\to 4He+2e++2nue+26.73MeV$。

上記の反応で示される電子ニュートリノは、低質量星では主にpp連鎖反応によって生成され、より低温の星では、より重い質量星のCNOサイクルによって生成される。

左側の図は、pp連鎖を構成する3つの主要なサイクル（pp I、pp II、pp III）と、これらのサイクルに関連するニュートリノ源を示しています。右側の図は、CNO-Iサイクルを示しています。

1990年代初頭、特に神岡II実験とGa実験の初期結果に伴う不確実性があったため、個々の実験では太陽ニュートリノ問題の非天体物理学的解決策は必要とされなかった。しかし、Cl、神岡II、Ga実験を総合すると、ニュートリノフラックスのパターンは標準太陽モデル（SSM）のいかなる修正とも矛盾するものであった。これが、驚異的な性能を持つ次世代アクティブ検出器の開発を促すきっかけとなった。これらの実験は、スーパーカミオカンデ、サドベリーニュートリノ観測所（SNO）、ボレクシノである。例えば、スーパーカミオカンデは弾性散乱事象を検出することができる。$\displaystyle \nu _{x}+{\text{e}}^{-}\to \nu _{x}+{\text{e}}^{-}}$これは、電荷電流の寄与により、${\displaystyle \nu _{\text{e}}}$散乱は、電子ニュートリノと重フレーバーニュートリノに対して約 7:1 の相対感度を持つ。^{[ 30 ]}反跳電子の方向は主に前方に制約されるため、結果として生じるニュートリノの方向は反跳電子の方向に維持される。ここで、$\displaystyle \cos \theta _{\text{Sun}}}$提供される場合、$\displaystyle \theta _{\text{Sun}}}$これは、反跳電子の方向と太陽の位置との間の角度です。これは、$\displaystyle {}^{8}{\text{B}}}$太陽ニュートリノ束は$2.40±0.03(統計)-0.07+0.08(システム)×10⁶$ /cm ² -s。これらのデータをSSMと比較すると、比率は${\displaystyle 0.465\pm 0.005({\text{stat}}){}_{-0.013}^{+0.015}({\text{sys}})}$[ ^{31 ]この結果は}太陽ニュートリノの不足を明確に示している。

大気ニュートリノは、一次宇宙線（主に陽子）が地球大気と相互作用して生じた粒子が崩壊することによって生成される二次宇宙線です。観測される大気ニュートリノ事象は、4つのカテゴリーに分類されます。完全包含（FC）事象は、すべての飛跡が内側検出器内に収まりますが、部分包含（PC）事象は、飛跡が内側検出器から漏れ出します。上方通過ミューオン（UTM）は、検出器の下の岩石で生成され、内側検出器を通過します。上方停止ミューオン（USM）も検出器の下の岩石で生成されますが、内側検出器内で停止します。

観測されるニュートリノの数は、天頂角に関係なく一様に予測される。しかし、スーパーカミオカンデは、1998年に上向きミューニュートリノ（地球の反対側で生成される）の数が下向きミューニュートリノの数の半分であることを発見した。これは、ニュートリノが検出されない他のニュートリノに変化または振動することで説明できる。これはニュートリノ振動と呼ばれ、この発見はニュートリノの有限質量を示し、標準模型の拡張を示唆している。ニュートリノは3つのフレーバーで振動し、すべてのニュートリノは静止質量を持つ。2004年の後の分析では、イベント率が「長さ/エネルギー」の関数として正弦波的に依存することが示唆され、ニュートリノ振動が確認された。^{[ 32 ]}

K2K実験は、1999年6月から2004年11月まで行われたニュートリノ実験です。この実験は、KEK研究所で加速された陽子が標的と相互作用して生成されたミューニュートリノを通して、スーパーカミオカンデで観測された振動を検証するために設計されました。この実験は、近接検出器によって振動前にニュートリノ束を測定できる条件下で、ニュートリノ振動の最初の肯定的な測定を提供しました。スーパーカミオカンデ検出器は、遠方検出器としてこの実験で重要な役割を果たしています。第2世代の実験であるT2K実験は、 K2K実験のフォローアップとして設計されました。

T2K（東海から神岡）実験は、ニュートリノ振動の未知のパラメータをすべて測定することを目的とした、国際共同研究です。T2Kはミューニュートリノから電子ニュートリノまでの振動を探索し、2011年6月にその最初の実験的兆候を発表しました。^{[ 33 ]} スーパーカミオカンデは「遠方検出器」です。

標準模型では陽子は絶対的に安定していると仮定されている。しかし、大統一理論（GUT）は、陽子が電子、ミューオン、パイ中間子などのより軽い高エネルギー荷電粒子に崩壊し、観測される可能性があると予測している。スーパーカミオカンデは、陽子崩壊のほとんどの経路について最も厳しい制限値を公表した。

•  陽電子と中性パイ中間子への崩壊 (p → e⁺ + π⁰) には2.4 × 10 ³⁴年かかる^{[ 34 ]}
•  反ミューオンと中性パイ中間子への崩壊には1.6 × 10 ³⁴年かかる(p → μ ⁺ K ⁰ )、^{[ 35 ]}
•  反ミューニュートリノと正のカオンへの崩壊には0.59 × 10 ³⁴年(p → ν̄K ⁺ )。^{[ 36 ]}

さらに、スーパーカミオカンデは中性子-反中性子振動に対する最も厳しい制限を発表し、中性子-反中性子核寿命の制限を確立した。$${\displaystyle T_{n{\bar {n}}}\geq 3.6\cdot 10^{32}}$$90%信頼水準で年、中性子-反中性子振動時間の制限値に相当$\tau_{n\bar{n}}}\geq 4.7\cdot 10^{8}}$s. ^{[ 37 ]}

2002年以来、50キロトンの純水は閉鎖系で毎時約30トンの速度で継続的に再処理されている。現在、原鉱山水は、高価な消耗品を伴う他のプロセスが実施される前に、最初のステップ（粒子フィルターとRO）でしばらくの間リサイクルされている。当初、スーパーカミオカンデタンクからの水は、 チェレンコフ光子に対する水の透明度を低下させ、スーパーカミオカンデ検出器内部でラドン源となる可能性のある塵や粒子を除去するために、公称1μmメッシュフィルターを通過する。^{[ 12 ]}

熱交換器は、PMTの暗電流ノイズレベルを低減し、細菌の増殖を抑制するために水を冷却するために使用されます。生き残った細菌は、UV殺菌段階で死滅します。カートリッジポリッシャー（CP）は、水の透明度を低下させ、放射性物質を含む重イオンを除去します。CPモジュールは、循環水の典型的な抵抗率を11  MΩ  cmから18.24  MΩ  cmに増加させ、化学的限界に近づけます。^{[ 12 ]}

当初、システムにはイオン交換器（IE）が含まれていましたが、IE樹脂が重要なラドン源であることが判明したため、IEは除去されました。追加の微粒子を除去する逆浸透（RO）ステップと、それに続く真空脱気器（VD）ステップでのラドン除去効率を高めるために水中にラドン低減空気を導入するステップは、1999年に設置されました。その後、VDが水中の溶存ガスを除去します。^{[ 12 ]}

水中に溶解したこれらのガスは、MeV エネルギー範囲の太陽ニュートリノの深刻なバックグラウンドイベント源であり、溶解酸素は細菌の増殖を促進します。除去効率は約 96% です。次に、中空糸膜フィルター により、分子量約 10,000 (または直径約 10 nm) に相当する最小サイズの粒子を除去するために、超ろ過器 (UF) が導入されます。最後に、膜脱気器 (MD) が水中に溶解したラドンを除去し、ラドンの測定された除去効率は約 83% です。ラドンガスの濃度は、リアルタイム検出器によって測定されます。2001 年 6 月、スーパーカミオカンデタンクから浄化システムに入る水の典型的なラドン濃度は 2  mBq  m ⁻³未満であり、システムから出力される水では 0.4±0.2  mBq  m ⁻³でした。^{[ 12 ]}

浄化された空気は、水面とスーパーカミオカンデタンク上部の間の隙間に供給されます。空気浄化システムは、3台のコンプレッサー、バッファタンク、乾燥機、フィルター、活性炭フィルターで構成されています。合計8  m ³の活性炭が使用されます。最後の50  Lの活性炭は、ラドン除去効率を高めるために-40 °Cまで冷却されます 。典型的な流量、露点、残留ラドン濃度は、それぞれ18  m ³ /h、-65  °C (@+1  kg/cm ² )、数 mBq m ⁻³です。ドーム内の空気中の典型的なラドン濃度は40  Bq  m ⁻³と測定されています。^{[ 12 ]}

タンクキャビティドーム付近の鉱山トンネル内のラドン濃度は、5月から10月までの温暖な季節には通常2000～3000 Bq m ⁻³ に達し、11月から4月までのラドン濃度は約100～300 Bq m ^{−3です。この変動は、鉱山トンネルシステムの換気パターンにおける}煙突効果によるものです。寒冷期には、実験エリアに到達する前に露出した岩盤を通る比較的短い経路であるアトツトンネルの入口から新鮮な空気が流れ込みますが、夏には、トンネルから空気が流れ出し、実験エリアを過ぎた鉱山の奥深くからラドン濃度の高い空気を引き込みます。^{[ 12 ]}

 ドームエリアと浄水システムのラドン濃度を 100 Bq  m ⁻³未満に保つため、鉱山外から約 10  m ³ /minの新鮮な空気が継続的に送り込まれ、スーパーカミオカンデ実験エリアにわずかな過圧が発生して、周囲の鉱山空気の流入が最小限に抑えられます。ドーム空気システムの機器を収容するために、アトツトンネル入口付近に「ラドン小屋」（Rn 小屋）が建設されました。この機器には、 10 m ³ min ⁻¹  /15 PSI のポンプ容量を持つ 40 hp の空気ポンプ、空気除湿器、カーボンフィルタータンク、および制御電子機器が含まれます。1997 年秋、アトツトンネル入口から約 25 m 上の場所に延長された吸気管が設置されました。この低い位置は空気質の目標を満たしており、カーボンフィルターの再生作業は不要になりました。^{[ 12 ]}  

オフラインデータ処理システムは研究所にあり、4  km の FDDI 光ファイバーリンクでスーパーカミオカンデ検出器に接続されています。オンラインシステムからのデータフローは平均 450 kbytes s⁻¹ で、40 Gbytes day⁻¹ または 14 Tbytes yr⁻¹ に相当します^{。オフライン}システム^では磁気テープを使用してデータを保存し、ほとんどの解析はここで実行されます。オフライン処理システムは、データ解析にさまざまなコンピュータアーキテクチャが使用されるため、プラットフォームに依存しないように設計されています。このため、データ構造はCERNで開発された ZEBRA バンクシステムと ZEBRA 交換システムに基づいています。^{[ 12 ]}

スーパーカミオカンデのオンラインDAQシステムからのイベントデータには、基本的にヒット数のリスト、PMT、TDC、ADCのカウント、GPSタイムスタンプ、その他のハウスキーピングデータが含まれています。太陽ニュートリノ解析では、エネルギー閾値を下げることが常に目標であるため、削減アルゴリズムの効率を向上させるための継続的な努力が必要です。ただし、キャリブレーションや削減方法の変更により、以前のデータを再処理する必要があります。通常、 毎月10テラバイトの生データが処理されるため、大量のCPUパワーと生データへの高速I/Oアクセスが必要です。大規模なモンテカルロシミュレーション処理も必要です。^{[ 12 ]}

オフラインシステムは、大規模データベースのテープストレージ（14 Tバイト/年）、安定したセミリアルタイム処理、ほぼ連続的な再処理、モンテカルロシミュレーションといった、これらすべての要求を満たすように設計されました。コンピュータシステムは、Run I の終了時に、データサーバー、CPU ファーム、ネットワークの 3 つの主要なサブシステムで構成されています。^{[ 12 ]}

ニューヨーク州ストーニーブルックにあるストーニーブルック大学に、神岡から送られてくる生データを処理するための、オフサイトオフラインデータ処理専用システムが設置された。再フォーマットされた生データの大部分は、神岡のシステム施設からコピーされたものである。ストーニーブルックでは、分析およびさらなる処理のためのシステムが構築された。ストーニーブルックでは、生データはマルチテープDLTドライブで処理された。高エネルギー分析と低エネルギー分析の両方について、第1段階のデータ削減処理が実施された。

高エネルギー解析のデータ削減は主に大気ニュートリノ事象と陽子崩壊探索を対象とし、低エネルギー解析は主に太陽ニュートリノ事象を対象として行われた。高エネルギー解析のデータ削減は、さらに他の削減処理によってフィルタリングされ、得られたデータはディスクに保存された。低エネルギー解析のデータ削減はDLTテープに保存され、さらなる処理のためにカリフォルニア大学アーバイン校に送付された。

このオフセット分析システムは、分析チェーンが同等の結果を生み出すことが証明されるまで3年間継続されました。そのため、人員を制限するために、コラボレーションは単一の統合分析に集中されました^{[ 38 ]。}