Obecnie uważa się, iż problem słonecznych neutrin leżał w niedokładnym rozumieniu właściwości neutrin. Według standardowego modelu cząstek elementarnych, są trzy rodzaje neutrin: elektronowe (produkowane w Słońcu i wykrywane przez ziemskie detektory), mionowe μ oraz neutrino taonowe τ (do tego odpowiednie antyneutrina). Jeżeli każdy z tych typów jest pozbawiony masy (w co wierzono w latach 70. XX wieku), jedno neutrino nie może zmienić typu. Jednak w latach 80. przewidziano teoretycznie, że jeżeli neutrino posiada masę, może zmienić typ na inny. W ten sposób „brakujące” neutrina słoneczne to te neutrina elektronowe, które zmieniły swój typ po drodze do Ziemi i detektorów, które nie zarejestrowały tych neutrin.
Dowód eksperymentalny na istnienie masy neutrina Pierwszy dowód na oscylację neutrina (w 1998 roku) otrzymano w grupie Super-Kamiokande pracującej w Japonii. Zaobserwowano przejście pomiędzy neutrinem mionowym (powstającym w wyższych warstwach atmosfery dzięki promieniowaniu kosmicznemu) na neutrino taonowe. Bardziej bezpośredni dowód powstał w 2002 roku w Sudbury Neutrino Observatory (SNO) w Kanadzie. Wykryto tam wszystkie typy neutrin docierających do Ziemi ze Słońca. Stało się także możliwe odróżnienie neutrina elektronowego od pozostałych typów.