除了更为人熟知的宇宙微波背景辐射（来自宇宙诞生后第379 000年左右光子退耦之际的电磁辐射）与原初引力波（来自宇宙形成之初暴胀期间的引力场振动）之外，“宇宙中微子背景”（cosmic neutrino background, CNB / CνB）也是一种早期宇宙留下的痕迹，其在宇宙诞生后的第1秒左右便在“中微子退耦”（neutrino decoupling）事件中与其他物质完成了解耦，这即是说中微子背景来自宇宙的年龄仅有大约1秒之时。
中微子背景是分散于整个宇宙中的低能中微子，其能量仅有10^-4至10^-6电子伏（eV）。根据估算，这种低能中微子在整个宇宙中的平均密度约为10^8个每立方米，这一数值远远大于宇宙中原子核的平均密度。至于温度，宇宙微波背景辐射冷却至今日的温度约为2.725开尔文（K），而宇宙中微子背景的温度则约为1.94开尔文。
在大约138亿年前的大爆炸事件中，与电磁辐射一同诞生的还有大量中微子与反中微子（antineutrinos）。在大爆炸之后的第1秒左右，即整个宇宙的温度约为100亿开尔文（1兆电子伏）时，中微子便与电子、正电子和光子完成了解耦。
中微子是一种基本粒子，服从费米-狄拉克统计，自旋为1/2，不带电荷，以接近光速的速度运动，符号为希腊字母ν。中微子分为电子中微子（第一代；符号为νe）、μ子中微子（第二代；符号为νμ）与τ子中微子（第三代；符号为ντ）三“味”，三味的质量和小于0.120电子伏即2.14×10^-37千克（小于电子的百万分之一；数据来自《Journal of Physics》刊登的论文《Direct Neutrino Mass Experiments》）。
之所以被命名为“中微子”，是因为这是一种电中性、静止质量又小得微不足道的粒子。由于中微子只参与作用距离极小的弱相互作用与强度极小的引力相互作用，所以中微子可在宇宙中不受阻碍地自由穿行而不被探测到。中微子的质量可取三种离散的值，但任何一个中微子的质量皆是全部三种质量的量子叠加（quantum superposition），因此中微子可在不同的“味”之间振荡。
反中微子与中微子的“手征性”（chirality）相异，具体来说中微子是左旋的，反中微子是右旋的。同时，反中微子与中微子的轻子数（lepton number）符号也相反。宇宙学研究中为便于讨论，一般将二者统称为中微子。
尽管大爆炸核合成（Big Bang nucleosynthesis, BBN）可使我们了解宇宙诞生数分钟后的早期宇宙，宇宙微波背景辐射亦能反映宇宙形成大约38万年后的状态，但宇宙中微子背景却能揭示宇宙诞生仅1秒后的状态。这便是中微子背景的重要性所在。
然而，即便是比宇宙中微子背景的能量大10^10倍左右的高能中微子，也因为几乎从来不与其他物质相互作用而极难被探测到。事实上，中微子可以穿过人的身体而完全不与人体内的原子相互作用。因此对于宇宙中微子背景，我们便更需要依赖间接途径来确认其存在、对其性质进行探索。不过，正是由于极少与其他物质相互作用，这些来自鸿蒙初辟之时的中微子时至今日才依然存在。
由于中微子会增大宇宙中辐射的能量密度（ρR），所以宇宙中微子背景对宇宙微波背景辐射各向异性的演化产生了影响。从微波背景辐射入手，是间接探测中微子背景的途径中较为重要的一种。NASA的威尔金森微波各向异性探测器（Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, WMAP）与欧洲航天局的普朗克（Planck）空间天文台便曾探测到这种影响。
涉及领域：宇宙学（cosmology）；物理宇宙学（physical cosmology）；大爆炸宇宙学（Big Bang cosmology）；粒子物理学（particle physics）；高能物理学（high-energy physics）；粒子天体物理学（particle astrophysics / astroparticle physics）
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