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[[Image:PowerSpectrumExt.svg|thumb|right|300px|The power spectrum of the cosmic microwave background radiation temperature anisotropy in terms of the angular scale (or [[multipole moment]]). The data shown come from the [[WMAP]] (2006), [[Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver|Acbar]] (2004) [[BOOMERanG experiment|Boomerang]] (2005), [[Cosmic Background Imager|CBI]] (2004), and [[Very Small Array|VSA]] (2004) instruments. Also shown is a theoretical model (solid line).]]

L'[[anisotropia]] della radiazione cosmica di fondo è divisa in due tipi: ''anisotropia primaria'', a causa degli effetti che si verificano sulla superficie di ultimo scattering e prima, e''anisotropia secondaria'', a causa di effetti quali le interazioni con gas caldo o il potenziale gravitazionale, tra la superficie di ultimo scattering e l'osservatore.

The [[anisotropy]] of the cosmic microwave background is divided into two sorts: primary anisotropy, due to effects which occur at the last scattering surface and before; and secondary anisotropy, due to effects such as interactions with hot gas or gravitational potentials, between the last scattering surface and the observer.

La struttura delle anisotropie è determinata principalmente da due effetti: ''oscillazioni acustiche'' e ''diffusione di smorzamento''. Le oscillazioni acustiche sorgono a causa di una concorrenza nel plasma [[fotone]]-[[barione]] nell'universo primordiale. La pressione dei fotoni tende a cancellare le anisotropie, mentre l'attrazione gravitazionale dei barioni, in movimento a velocità molto più basse della luce, li rende leggeri e tendono a collassare formando aloni densi. Questi due effetti concorrono a creare oscillazioni acustiche che danno al fondo a microonde la sua struttura caratteristica a picco. I picchi corrispondono, grosso modo, a risonanze in cui i fotoni si dissociano quando un particolare modo è al suo picco di ampiezza.

I picchi contengono firme fisiche interessanti. La scala angolare del primo picco determina la [[forma dell'universo|curvatura dell'universo]] (ma non la [[topologia]] dell'Universo). Il picco successivo determina la densità ridotta barionica. Il terzo picco può essere utilizzato per estrarre informazioni sulla densità di materia oscura.

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.

*'''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.

The structure of the cosmic microwave background anisotropies is principally determined by two effects: acoustic oscillations and diffusion damping (also called collisionless damping or [[Silk damping]]). The acoustic oscillations arise because of a competition in the [[photon]]-[[baryon]] plasma in the early universe. The pressure of the photons tends to erase anisotropies, whereas the gravitational attraction of the baryons—moving at speeds much slower than light—makes them tend to collapse to form dense haloes. These two effects compete to create acoustic oscillations which give the microwave background its characteristic peak structure. The peaks correspond, roughly, to resonances in which the photons decouple when a particular mode is at its peak amplitude.

The peaks contain interesting physical signatures. The angular scale of the first peak determines the [[shape of the Universe|curvature of the Universe]] (but not the [[topology]] of the Universe). The next peak—ratio of the odd peaks to the even peaks—determines the reduced baryon density. The third peak can be used to pull information about the dark matter density.

The locations of the peaks also give important information about the nature of the primordial density perturbations. There are two fundamental brands of density perturbations—called ''adiabatic'' and ''isocurvature''. A general density perturbation is a mixture of both, and different theories that purport to explain the primordial density perturbation spectrum predict different mixtures.

*Adiabatic density perturbations

:the fractional overdensity in each matter component ([[baryon]]s, [[photon]]s ...) is the same. That is, if there is 1% more energy in baryons than average in one spot, then with a pure adiabatic density perturbations there is also 1% more energy in photons, and 1% more energy in neutrinos, than average. [[Cosmic inflation]] predicts that the primordial perturbations are adiabatic.

*Isocurvature density perturbations

:the sum of the fractional overdensities is zero. That is, a perturbation where at some spot there is 1% more energy in baryons than average, 1% more energy in photons than average, and 2% ''lear'' energy in neutrinos than average, would be a pure isocurvature perturbation. [[Cosmic string]]s would produce mostly isocurvature primordial perturbations.