As perturbações na distribuição angular de temperatura da RCFM na esfera celeste podem ser representadas através de uma expansão em harmônicos esféricos, dada por
a qual expressa as flutuações de um campo de radiação em função de dois
ângulos , em que
e os coeficientes
apresentam média nula. O valor esperado dos coeficientes
, que representam a variância dos
, define o
espectro de potência das flutuações de temperatura da RCFM. Esse espectro é geralmente
representado sob a forma
(Figura 5).
A posição, altura e espaçamento relativo entre os picos são sensíveis aos parâmetros
cosmológicos dos modelos que representam o Universo. O conhe-cimento da forma do
espectro de potência da RCFM permite estimar esses parâmetros e separar diferentes
classes de modelos cosmológicos. Por exemplo, no caso da classe de modelos baseada em
matéria escura fria, o primeiro pico acústico está localizado em . Assim, a determinação da posição do primeiro pico permite estimar
o parâmetro de densidade
. Pode-se estimar o valor de alguns parâmetros
cosmológicos, tais como
,
,
,
, pela
determinação da posição e da amplitude dos picos do espectro de potência da RCFM.