V r. 1992 se podarilo pri narocnem experimentu v Narodni laboratori Lawrence Livermora v Los Alamos revidovat hodnoty opacit pro material ve slunecnim nitru. Na zaklade techto mereni nyni I. Sackmannova aj. prepocitali model vyvoje Slunce pro pocatecni zastoupeni helia 27,4% a tezsich prvku 1, 95% . Ukazali, ze prvotni Slunce melo jen 70% svitivosti dnesniho Slunce. Od te doby se svitivost Slunce plynule zvysuje jiz po dobu 4,5 miliard let. Za dalsich 1,1 miliardy let dosahne zarivy vykon Slunce 110% dnesni hodnoty, coz povede k tzv. vlhkemu skleniku na Zemi. Za 3,5 miliardy let od soucasnosti vzroste svitivost Slunce na 140% dnesni hodnoty, a to bude mit za nasledek prekotny sklenikovy efekt, jenz vyhubi zivot na Zemi. Slunce se udrzi na hlavni posloupnosti celkem 11 miliard let, avsak na konci teto epochy bude mit svitivost 2,2krat vetsi nez dnes a zacne vyrazne ztracet hmotu, coz se projevi mimo jine tim, ze planety Venuse a Zeme se budou od Slunce vzdalovat, zatimco Merkur v rozpinajicim se Slunci zanikne.
Slunce pak pocne stoupat v Hertzsprungove-Russellove diagramu k vetvi cervenych obru a prodela nekolik tepelnych pulsu, pri nichz jeho svitivost vzroste az na 2300nasobek soucasne svitivosti. V te dobe jeho polomer dosahne az k dnesni draze Zeme, ale jeho hmotnost se dale zmensi. Za necelych 1,5 miliardy let po opusteni hlavni posloupnosti projde Slunce stadiem tvorby planetarni mlhoviny a nakonec se rychle smrsti na bileho trpaslika, jehoz hmotnost se snizi na 55% dnesni hmotnosti Slunce.
C. Charbonnel a Y. Lebreton pouzili techze hodnot opacit z Los Alamos k sestaveni modelu stavby dnesniho Slunce. Ukazali, ze pri centralni teplote 15,5 MK cini polomer konvektivni zony ve Slunci 72% polomeru Slunce, a ze produkce neutrin v experimentu Cl-Ar cini 7,5 SNU a v experimentu Ga-Ge 127,5 SNU. Podle V. Castellaniho aj. by bylo potrebi snizit centralni teplotu Slunce o 5,5% , abychom docilili souladu s merenymi neutrinovymi toky ze Slunce, ale to se zda byt nemozne. Centralni teplota Slunce vychazi soustavne v rozmezi od 15,5 do 15,7 MK. Galiove metody mereni neutrinoveho toku ze Slunce davaji v prumeru (72 + 17) SNU, a tak vse nasvedcuje tomu, ze za neutrinovy skandal muze spise casticova fyzika nez astrofyzika.
Dalsi nedoresenou otazkou slunecni fyziky je nalezeni zdroje vysoke teploty a velkeho rozsahu slunecni korony. Podle L. Goluba zde hraji klicovou roli magneticka pole, ale za ohrev korony jsou zcasti odpovedne take mensi slunecni erupce a turbulentni pohyby slunecni plazmy. Nicmene nejpozoruhodnejsim prispevkem na toto tema je zrejme prace J. Scuddera, jenz si uvedomil, ze v korone nastava nerovnovazny stav, v nemz se nejvyse od povrchu Slunce dostanou nejrychlejsi ionty - timto prostym zpusobem se da vysvetlit jak vysoka teplota tak velky rozsah slunecni korony.
T. Bai a P. Sturrock studovali casove rozdeleni erupci v letech 1955 az 1991 a dospeli k zaveru, ze jedina skutecna periodicita vyskytu erupci souvisi s periodou rotace Slunce, tj. 25,5 dne. Vsechny ostatni zjistovane periodicity, vcetne proslule 154-denni periody, jsou pouze subharmonickymi slozkami teto zakladni periody.
B. Schaefer se zabyval srovnanim pozorovacich rad pro
slunecni skvrny a ukazal, ze optimalni je uzivat dalekohledu
s prumerem optiky do 50 mm, ale zato co nejvetsiho zvetseni.
Pak lze relativni cisla slunecnich skvrn dobre navazat i do
minulosti. Kdyz R. Wolf zavedl v r. 1848 pojem relativniho
cisla, byl schopen rekonstruovat denni relativni cisla zpet
do r. 1818 a mesicni prumery relativnich cisel do r. 1749.
Rocni prumery relativnich cisel jsou dokonce znama jiz od r.
1700.
R. McMillan aj. studovali stabilitu radialni rychlosti
Slunce tim, ze v letech 1987-1992 (behem maxima 22. cyklu
slunecni cinnosti) merili radialni rychlost slunecniho zareni,
odrazeneho od Mesice. Na zaklade 486 mereni zjistili, ze
po odecteni znamych pohybu je radialni rychlost Slunce stala
s neuveritelnou presnosti 8 m/s. To skyta velke nadeje pro
programy sledovani pripadnych periodickych kolisani radialnich
rychlosti hvezd slunecniho typu, za nez by byly odpovedne planety
typu Jupiteru. Takto hmotne planety by mely pusobit periodicke
kolisani radialni rychlosti materskych hvezd
s amplitudou radu 10 m/s.