宇宙中微子背景輻射是由大爆炸產生的中微子構成的背景輻射。與宇宙微波背景輻射類似，它們都是大爆炸的餘暉。這些中微子有時又稱作“殘留中微子”。
宇宙微波背景輻射始于宇宙誕生后379,000年，而宇宙中微子背景輻射則起始于宇宙誕生后2秒鐘。据估計，宇宙中微子背景輻射的溫度大概為；每立方釐米宇宙空間就有大約300個殘留中微子存在，但因爲低能量中微子和正常物質僅有極其微弱的相互作用，宇宙中微子背景輻射極難檢測，也許永遠無法直接觀測。但是有大量間接證據表明，宇宙中微子背景輻射的確存在。
估計宇宙中微子背景輻射的溫度
宇宙微波背景輻射的溫度已經由實驗測定。宇宙中微子背景輻射的溫度可以通過理論估計。在中微子同其他物質解耦之前，宇宙主要由中微子、電子、正電子和光子構成，並處於熱平衡狀態。當溫度降低到大約時，中微子同其他物質發生分離。這時中微子和光子還處在同一溫度。當溫度進一步下降到電子的質量時，絕大多數電子和正電子發生湮滅，釋放出巨大的能量。光子在吸收了這些能量和熵后溫度升高。如果我們假設宇宙的熵在電子-正電子湮滅後保持不變，那麽光子在電子-正電子湮滅之前和之後的溫度比就是今天光子和中微子的溫度比。因為
:\sigma\propto gT^3,
這裏的σ是宇宙的熵，g是粒子的有效自由度，T是溫度。所以
:\left(\frac{g_0}{g_1}\right)^{1/3}=\frac{T_1}{T_0},
T0和T1分別代表電子-正電子湮滅前、後的溫度。電子-正電子湮滅后的宇宙溫度，即宇宙微波背景輻射的溫度。g0由粒子本身決定:
*光子：g0=2，因爲它們是玻色子。
*電子：g0=2；正電子：g0=7/8。它們都是費米子。
對光子來説，g1=2。所以
:\frac{T_\nu}{T_\gamma} = \left(\frac{4}{11}\right)^{1/3}
宇宙微波背景輻射的溫度Tγ等於。所以我們得出宇宙中微子背景輻射的溫度Tν約等於。
上述討論僅適用於零靜止質量的中微子。
宇宙中微子背景輻射存在的間接證據
標准模型的預測和實際觀測
現在發現中微子有三種不同“味”：電子中微子（符號為\ \nu_{e}）、μ中微子（符號為\ \nu_{\mu}）和τ中微子（符號為\ \nu_{\tau}）。標準模型理論預言有效中微子類型數量為Nν ≃ 。 因爲Nν決定了太初核合成中某些輕元素的丰度，這個量可以用實驗決定。通過對宇宙中核素和的觀測得出Nν = （置信區間=68%）。 這個結果同標準模型得到的理論值相當接近。
宇宙微波背景輻射與中微子背景輻射的相互作用
宇宙微波背景輻射與中微子背景輻射存在微妙的相互作用。因此，通過觀測宇宙微波背景輻射，亦可得到有效中微子類型數量Nν。這為標準理論的預測提供了一個極佳的第三方佐證。通過分析威尔金森微波各向异性探测器五年來的數據、Ia型超新星積累的數據以及對重子聲學震蕩的研究得出Nν = （置信區間=68%）。更靈敏的普朗克探測器有可能會在此基礎上將誤差降低一個量級。
参考资料
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