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.