Ważną częścią tego formalizmu jest problem cechowania, czyli oddzielenie rzeczywistych zaburzeń od pozornych zmian wynikających jedynie z wyboru układu współrzędnych. W przybliżeniu liniowym perturbacje dzieli się zwykle na skalarne, wektorowe i tensorowe.
Najczęściej stosuje się teorię liniową, wystarczającą dla bardzo wczesnych zaburzeń i dla największych skal we Wszechświecie. Na małych skalach i przy niewielkich prędkościach sprowadza się ona do prostszego opisu newtonowskiego, podczas gdy największe skale i promieniowanie wymagają pełnego formalizmu relatywistycznego. Na mniejszych skalach, gdzie fluktuacje urosły i utworzyły struktury grawitacyjnie związane, opis liniowy przestaje wystarczać i jest uzupełniany metodami nieliniowymi, symulacjami numerycznymi oraz przybliżeniami wyższego rzędu.
Tło kosmologiczne i zaburzenia W standardowym opisie tłem jest jednorodna i izotropowa czasoprzestrzeń z metryką FLRW. Jej ewolucję określają równania Friedmana, zależne od średniej gęstości materii, promieniowania, krzywizny przestrzennej i ciemnej energii. Takie tło opisuje średnią ewolucję Wszechświata, a perturbacje opisują odchylenia od tej średniej: małe zmiany metryki, gęstości, ciśnienia i prędkości składników kosmicznych.