宇宙中微子背景辐射是由大爆炸产生的中微子构成的背景辐射。与宇宙微波背景辐射类似，它们都是大爆炸的余晖。这些中微子有时又称作“残留中微子”。宇宙微波背景辐射始于宇宙诞生后379,000年，而宇宙中微子背景辐射则起始于宇宙诞生后2秒钟。据估计，宇宙中微子背景辐射的温度大概为7000195000000000000♠1.95 K；每立方厘米宇宙空间就有大约300个残留中微子存在，但因为低能量中微子和正常物质仅有极其微弱的相互作用，宇宙中微子背景辐射极难检测，也许永远无法直接观测。但是有大量间接证据表明，宇宙中微子背景辐射的确存在。宇宙微波背景辐射的温度已经由实验测定。宇宙中微子背景辐射的温度可以通过理论估计。在中微子同其他物质解耦之前，宇宙主要由中微子、电子、正电子和光子构成，并处于热平衡状态。当温度降低到大约6987400544121750000♠2.5 MeV时，中微子同其他物质发生分离。这时中微子和光子还处在同一温度。当温度进一步下降到电子的质量时，绝大多数电子和正电子发生湮灭，释放出巨大的能量。光子在吸收了这些能量和熵后温度升高。如果我们假设宇宙的熵在电子-正电子湮灭后保持不变，那么光子在电子-正电子湮灭之前和之后的温度比就是今天光子和中微子的温度比。因为这里的σ是宇宙的熵，g是粒子的有效自由度，T是温度。所以T0和T1分别代表电子-正电子湮灭前、后的温度。电子-正电子湮灭后的宇宙温度，即宇宙微波背景辐射的温度。g0由粒子本身决定:对光子来说，g1=2。所以宇宙微波背景辐射的温度Tγ等于7000272500000000000♠2.725 K。所以我们得出宇宙中微子背景辐射的温度Tν约等于7000195000000000000♠1.95 K。上述讨论仅适用于零静止质量的中微子。现在发现中微子有三种不同“风味”：电中微子（符号为   ν e {displaystyle nu _{e}} ）、μ中微子（符号为   ν μ {displaystyle nu _{mu }} ）和τ中微子（符号为   ν τ {displaystyle nu _{tau }} ）。标准模型理论预言有效中微子类型数量为Nν ≃ 7000304600000000000♠3.046。 因为Nν决定了太初核合成中某些轻元素的丰度，这个量可以用实验决定。通过对宇宙中核素4He和2D的观测得出Nν = 7000314000000000000♠3.14+0.70−0.65（置信区间=68%）。 这个结果同标准模型得到的理论值相当接近。宇宙微波背景辐射与中微子背景辐射存在微妙的相互作用。因此，通过观测宇宙微波背景辐射，亦可得到有效中微子类型数量Nν。这为标准理论的预测提供了一个极佳的第三方佐证。通过分析威尔金森微波各向异性探测器五年来的数据、Ia型超新星积累的数据以及对重子声学震荡的研究得出Nν = 7000434000000000000♠4.34+0.88−0.86（置信区间=68%）。更灵敏的普朗克探测器有可能会在此基础上将误差降低一个量级。