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  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後溫度升高。如果我們假設宇宙的熵在電子-正電子湮滅後保持不變,那麼光子在電子-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  這裡的σ是宇宙的熵,g是粒子的有效自由度,T是溫度。所以  T和T分別代表電子-正電子湮滅前、後的溫度。電子-正電子湮滅後的宇宙溫度,即宇宙微波背景輻射的溫度。g由粒子本身決定:  對光子來說,g=2。所以  宇宙微波背景輻射的溫度T等於。所以我們得出宇宙中微子背景輻射的溫度T約等於。  上述討論僅適用於零靜止質量的中微子。

  

  現在發現中微子有三種不同“風味”:電中微子(符號為formula_4)、μ中微子(符號為formula_5)和τ中微子(符號為formula_6)。標準模型理論預言有效中微子型別數量為N ≃ 。 因為N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N = (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型別數量N。這為標準理論的預測提供了一個極佳的第三方佐證。通過分析威爾金森微波各向異性探測器五年來的資料、Ia型超新星積累的資料以及對重子聲學震盪的研究得出N = (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。
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”。