১৯৫৭ চনত Bruno Pontecorvo-ই প্ৰথমবাৰৰ বাবে নিউট্ৰিন' দোলনৰ পৰীক্ষামূলক অনুসন্ধানৰ কাৰণে কেঅ'ন দোলনৰ অনুৰুপ নীতি অৱলম্বন কৰি এটা ব্যৱহাৰিক পদ্ধতিৰ প্ৰস্তাৱ কৰিছিল। পৰৱৰ্তী ১০ বছৰত তেওঁ শূণ্য দোলনৰ গাণিতিক ৰূপৰেখা আৰু আধুনিক সূত্ৰ প্ৰস্তুত কৰি উলিয়াইছিল। ১৯৮৫ চনত Stanislav Mikheyev আৰু Alexei Smirnov-এ (১৯৭৮ চনৰ Lincoln Wolfenstein-ৰ গৱেষণাৰ সম্প্ৰসাৰণৰ জৰিয়তে) মন কৰিলে যে, নিউট্ৰিন' পদাৰ্থৰ মাজেৰে গতি কৰাৰ সময়ত সিহঁতৰ প্ৰকাৰ দোলন(flavor oscillations) পৰিৱৰ্তিত হ'ব পাৰে। Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein effect বা চমুকৈ MSW effect নামেৰে জনাজাত এই প্ৰক্ৰিয়াটো অতি তাৎপৰ্যপূৰ্ণ। কিয়নো, সূৰ্যত সংঘটিত নিউক্লীয় সংযোজনৰ জৰিয়তে নিৰ্গত বহু নিউট্ৰিন' সূৰ্যৰ অৰ্ন্তভাগৰ ঘন পদাৰ্থৰ মাজেৰে পাৰ হৈ পৃথিৱীত আহি পৰেহি, আৰু এই সৌৰ নিউট্ৰিন' পৰীক্ষামূলক অধ্যয়নত ব্যৱহৃত হয়। ওপৰত উল্লেখিত সূৰ্যৰ অৰ্ন্তভাগ(solar core)তেই প্ৰধানতঃ সকলো সৌৰ সংযোজন প্ৰক্ৰিয়া সংঘটিত হয়।

১৯৮৮ চনৰ পৰা আৰম্ভ কৰি পৰীক্ষামূলক অনুসন্ধান সমূহত এইটো দেখিবলৈ পোৱা গ'ল যে, সৌৰ আৰু বায়ুমণ্ডলীয় নিউট্ৰিন' বিলাকে প্ৰকাৰ(flavor) সলনি কৰে (প্ৰসংগ: Super-Kamiokande আৰু Sudbury Neutrino পৰ্যবেক্ষণ কেন্দ্ৰ) । এই পৰ্যবেক্ষণে সৌৰ নিউট্ৰিন'ৰ সাঁথৰৰ সমাধান ঘটালে। সূৰ্যত উৎপন্ন হোৱা সৌৰ নিউট্ৰিন' বিলাকে আংশিক ভাৱে অন্য নিউট্ৰিন' প্ৰকাৰলৈ পৰিৱৰ্তিত হয় আৰু এই আংশিক পৰিৱৰ্তন পৰীক্ষণ অনুসন্ধানত সাধাৰণতে ধৰা পৰা নাছিল।

নিউট্ৰিন'ৰ প্ৰকাৰ
পাউলিৰ প্ৰস্তাৱ
প্ৰতি-নিউট্ৰিন'
কম্পন বা দোলন