Teoria perturbacji kosmologicznych – dział kosmologii relatywistycznej opisujący niewielkie odstępstwa rzeczywistego Wszechświata od jego idealnie gładkiego, uśrednionego modelu. Na dostatecznie dużych skalach Wszechświat wygląda niemal tak samo w różnych miejscach i kierunkach, czyli jest w przybliżeniu jednorodny i izotropowy. Nie jest jednak doskonale gładki: w jednych obszarach materii jest nieco więcej, w innych nieco mniej. Teoria perturbacji kosmologicznych opisuje, jak te drobne nierównomierności zmieniają się w czasie i jak pod wpływem grawitacji narastają, dając początek obserwowanym strukturom – od anizotropii mikrofalowego promieniowania tła przez wzrost zaburzeń ciemnej materii po powstawanie galaktyk i gromad galaktyk.
Podstawowym punktem wyjścia jest metryka Friedmana–Lemaître’a–Robertsona–Walkera (FLRW), która opisuje średni, rozszerzający się Wszechświat. Rzeczywisty Wszechświat nie jest jednak dokładnie jednorodny: zawiera fluktuacje gęstości, prędkości, potencjału grawitacyjnego i metryki czasoprzestrzeni. Teoria perturbacji kosmologicznych traktuje takie odchylenia jako małe poprawki do tła i rozwija równania ogólnej teorii względności oraz równania materii w kolejnych rzędach perturbacyjnych.