C'est dans les années 90 avec les résultats de Kamiokande 2.3 que le problème des neutrinos solaires s'est compliqué : le flux mesuré des est d'environ un facteur deux moindre que celui prédit par la théorie. De plus, le taux d'événements détectés était supérieur à celui mesuré par l'expérience chlore. Ceci est une incompatibilité de mesure, avec un seuil en énergie plus bas 2.4, chlore ne devrait pas montrer une réduction du flux des neutrinos solaires comparativement à celui mesuré par Kamiokande. Enfin la mesure du flux de constitue le dernier problème. Les expériences GALLEX et SAGE, sensibles aux neutrinos pp, dont le flux est déterminé à mieux de 1 % par la théorie, montrent une absence de contribution des au flux total de neutrinos solaires. Qui plus est, en considérant l'ensemble des expériences de neutrinos solaires ce flux devrait être négatif !
En combinant l'ensemble de ces résultats, et en supposant une oscillation entre les saveurs des neutrinos solaires, nous pouvons résumer l'ensemble des valeurs possibles des paramètres d'oscillation sur la figure 2.3.
Cette figure présente la situation à la fin de l'année 2001 avant les résultats de SNO. Les régions qui sont les solutions possibles sont portées sur cette figure. Elles sont appelées SMA, LMA, LOW et VACUUM ou VAC. On verra qu'elles sont toutes accessibles aux détecteurs actuels.