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Le posizioni dei picchi danno anche importanti informazioni sulla natura delle perturbazioni primordiali di densità. Ci sono due marchi fondamentali delle perturbazioni della densità, chiamati ''adiabatica'' e ''isocurvature''. Una perturbazione di densità generale è un misto di entrambi, e diverse teorie che cercano di spiegare lo spettro della perturbazione primordiale della densità prevedono varie miscele.

*'''perturbazioni adiabatiche nella densità'''

*'''Perturbazione di densità adiabatica'''

:la superdensità frazionale in ogni componente della materia (barioni, fotoni ...) è la stessa. Ovvero, se c'è l'1% di energia nei barioni in più rispetto alla media in un posto, con una densità adiabatica pura c'è anche l'1% in più di energia nei fotoni, e l'1% di energia in più nei neutrini, rispetto alla media. L'[[Inflazione (cosmologia)|inflazione cosmologica]] prevede che le perturbazioni primordiali sono adiabatiche.

*'''Perturbazioni isocurvature nella densità'''

*'''Isocurvature density perturbations'''

:la somma delle superdensità frazionali è pari a zero. Ovvero, una perturbazione in cui ad un certo punto vi è l'1% in più di energia in barioni rispetto alla media, l'1% in più di energia in fotoni rispetto alla media, e il 2% di energia in meno nei neutrini rispetto alla media, sarebbe una perturbazione '''isocurvature'''isocurvatura pura. Le stringhe cosmiche dovrebbero produrre per lo più perturbazioni primordiali '''isocurvature'''.

Lo spettro della CMB è in grado di distinguere questi due, perché queste due diverse perturbazioni producono differenti picchi in posizioni diverse. Le '''Isocurvatureperturbazioni densityisocurvature perturbations'''nella densità producono una serie di picchi la cui scala angolare (valore ''l'' dei picchi) in rapporto di circa 1:2:3:...ref name="hu_white_1996">{{cite journal|last=Hu |first=W.|last2=White|first2=M.|year=1996|title=Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=471|pages=30–51|doi=10.1086/177951}}</ref>, mentre le perturbazioni di densità adiabatica producono picchi le cui posizioni sono in 1:2:3:...ref name="hu_white_1996">{{cite journal|last=Hu |first=W.|last2=White|first2=M.|year=1996|title=Acoustic Signatures in the Cosmic Microwave Background|journal=[[Astrophysical Journal]]|volume=471|pages=30–51|doi=10.1086/177951}}</ref>. Le osservazioni sono coerenti con le perturbazioni di densità primordiale, essendo completamente adiabatiche, fornendo un supporto chiave per l'inflazione, ed escludendo molti modelli di formazione delle strutture relative, come ad esempio le stringhe cosmiche.

Lo smorzamento delle collisioni è causato da due effetti, quando il trattamento del plasma primordiale come fluido comincia a cadere:

* Il [[cammino libero medio]] crescente dei fotoni, nel plasma primordiale diventa sempre più rarefatto in un universo in espansione;

* La profondità finita della superficie di ultimo scattering, che fa sì che il cammino libero medio cresca rapidamente durante il disaccoppiamento, anche se qualche [[scattering Compton]] è ancora in corso.

Questi effetti contribuiscono quasi equamente alla soppressione delle anisotropie su scale piccole, e danno origine alla caratteristica coda di smorzamento esponenziale visibile nelle anisotropie su scala angolare piccolissima.

La profondità della superficie di ultimo scattering si riferisce al fatto che il disaccoppiamento dei fotoni e barioni non avviene istantaneamente, ma richiede invece una frazione apprezzabile di età dell'Universo fino a tale epoca. Un metodo per quantificare esattamente quanto lungo sia questo processo è la ''funzione di visibilità del fotone'' (''photon visibility function'', PVF). Questa funzione è definita in modo che, denotando la PVF da P (t), la probabilità che un fotone della CMB di ultimo scattering tra il tempo ''t'' e <math>t + dt</math> è data da <math>P (t) dt</math>.

Collisionless damping is caused by two effects, when the treatment of the primordial plasma as [[fluid]] begins to break down:

*the increasing [[mean free path]] of the photons as the primordial plasma becomes increasingly rarefied in an expanding universe

*the finite depth of the last scattering surface (LSS), which causes the mean free path to increase rapidly during decoupling, even while some Compton scattering is still occurring.

These effects contribute about equally to the suppression of anisotropies on small scales, and give rise to the characteristic exponential damping tail seen in the very small angular scale anisotropies.

The depth of the LSS refers to the fact that the decoupling of the photons and baryons does not happen instantaneously, but instead requires an appreciable fraction of the age of the Universe up to that era. One method to quantify exactly ''how'' long this process took uses the ''photon visibility function'' (PVF). This function is defined so that, denoting the PVF by P(t), the probability that a CMB photon last scattered between time t and t+dt is given by P(t)dt.