宇宙ニュートリノ背景
相対論的なニュートリノは、宇宙の放射エネルギー密度ρRに寄与している。これは、ニュートリノ種の実効数Nνでパラメタ化される。
ρ R = π 2 15 T γ 4 ( 1 + z ) 4 [ 1 + 7 8 N ν ( 4 11 ) 4 / 3 ] , {\displaystyle \rho _{\rm {R}}={\frac {\pi ^{2}}{15}}\,T_{\gamma }^{4}(1+z)^{4}\left[1+{\frac {7}{8}}N_{\rm {\nu }}\left({\frac {4}{11}}\right)^{4/3}\right],}
ここで、zは赤方偏移を表す。大かっこの初項はCMB、第2項はCνBに由来する。3つのニュートリノ種の標準模型は、Nν ? 3.046という値を予測する。放射密度は、初期の宇宙の様々な物理過程に大きな影響を及ぼし、観測結果からNνの値の推定を可能とする。
宇宙ニュートリノ背景(うちゅうニュートリノはいけい)または宇宙背景ニュートリノ(うちゅうはいけいニュートリノ、Cosmic neutrino background、CNB、CνB)は、ニュートリノから構成される宇宙の背景粒子放射である。
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)と同様に、CνBはビッグバンの残骸である。CMBは、宇宙の年齢が37万9000歳の頃に由来するが、CνBを生成したニュートリノデカップリングは、宇宙ができて2秒後から始まった。今日、CνBの温度は、約1.95 Kと推定されている。低いエネルギーのニュートリノは物質と非常に弱い相互作用しかしないために検出が難しく、2016年現在実現可能なCνBの直接検出実験は考案されていない。しかしその存在については間接的な証拠が得られている。