Entre les années 1950 et 1960, les données expérimentales vont s'accumuler en faveur du Big Bang, excluant de plus en plus la théorie de l'état stationnaire.

Découverte du fond diffus cosmologique

La découverte du fond diffus cosmologique en 1965 porte un coup sérieux à la théorie de l'Univers stationnaire et semble au contraire une confirmation solide de celle du Big Bang. La présence de ce fond y est en effet très naturelle : si l'Univers a traversé une phase très chaude, le rayonnement devait dominer. En se découplant du reste de la matière, il a refroidi avec l'expansion jusqu'à atteindre sa température actuelle d'environ 3 K. Son spectre est alors très caractéristique, puisque c'est celui d'un corps noir à cette température. L'Univers stationnaire possède aussi un fond de rayonnement mais aux caractéristiques bien différentes. Celui-ci est d'origine stellaire : le rayonnement émis par les étoiles emplit l'espace, et thermalise la poussière de l'Univers à une certaine température, qui varie localement avec la densité d'étoiles, mais grossièrement de l'ordre du Kelvin. Il existe donc un rayonnement qui est la somme du rayonnement stellaire et du rayonnement thermique induit de la poussière qui y est exposé. La matière étant distribuée de façon anisotrope à courte échelle (préférentiellement dans le plan galactique pour nous sur Terre), le rayonnement observé, s'il émanait des étoiles et poussières, devrait être anisotrope or il est remarquablement isotrope (il est équivalent à une même température quelque soit la direction, au premier ordre). D'autre part, la poussière devrait émettre avec des écarts significatifs au spectre du corps noir. Des mesures plus précises montreront que le fond diffus suit très précisément le spectre du corps noir à une température de 2,7 K.

Distribution des sources radios

La radiométrie permet d'autres tests cosmologiques que la découverte du CMB. En comptant le nombre de sources d'ondes radio en fonction de leur intensité, on peut en effet évaluer la vraisemblance de la théorie de l'Univers stationnaire à partir du raisonnement suivant : Pour un univers stationnaire, il y a autant de sources partout à tout temps (densité $n$ constante), et ils sont partout semblables (luminosité $L$ constante) : $N \propto n d^3$, et $S \propto L/d^2$ alors le nombre $N(\geq S) $ de sources plus "brillantes" que le seuil $S$ évolue comme$ S^{-3/2}$. Ainsi la courbe de $\log S \mapsto \log N$ doit avoir une pente de $-1.5$. (En réalité, toutes les sources n'ont pas la même luminosité, mais suivent une distribution qui est constante dans le cas de l'Univers stationnaire, mais ceci ne change pas fondamentalement le résultat). Dans un Univers en Big Bang, la densité $n$ varie, et la pente de cette courbe doit être plus forte. En réalité, la relation est plus complexe, il faut bien sur tenir compte des effets de l'expansion à redshift élevé^[?] Dans les années 1950, une équipe d'astronomes de Cambridge publient plusieurs catalogues de sources d'ondes radio. On découvre alors parmi ces sources les quasars, des objects très caractéristiques (compacts, très lumineux). Martin Ryle argue à partir de ces résultats, que la relation $\log S \to \log N$ présente une pente plus forte que prédite par la théorie de l'état stationnaire (environ -2.5 au lieu de -1.5). Cependant après plusieurs corrections successives Ryle révise son estimation à environ -1.8. D'autres travaux conduisent mêmes à des valeurs proches de -1.5. Il s'ensuit alors une controverse entre Hoyle et Ryle, le premier jugeant irrecevable les conclusions établies à partir de ces observations.

Nouvelles mesures de la constante de Hubble

Un des arguments des défenseurs de l'Univers stationnaire était que l'âge (fini) de l'Univers dans la théorie du Big Bang devait être de quelques milliards d'années, d'après la valeur de la constante de Hubble connue à l'époque. Or, cette valeur était inférieure à certaines estimations de l'âge de la Terre (C. Patterson, G. Tilton et al.  1955) ou d'autres structures. Or, en 1952, Walter Baade découvre qu'il existe deux classes de céphéides variables, avec des corrélations entre luminosité et période différentes. Cela remet en question l'application de la relation luminosité-période basée sur des céphéides d'importe métallicité employée depuis 30 ans pour mesurer les distances des galaxies environnantes. (W. Baade  1956) Baade fait les corrections et nécessaire et trouve une valeur de la constante de Hubble deux fois inférieure à la valeur précédemment estimée (de 500 à 250 km/s/Mpc). Ceci a pour effet de doubler l'âge de l'Univers dans les modèle en Big Bang comme le modèle Einstein-de Sitter. Suite à ces travaux, Allan Sandage découvre d'autres sources d'erreurs dans l'estimation de $H_0$ faite par Hubble en 1929. Par exemple, Hubble avait supposé que les étoiles les plus brillantes étaient de même intensité dans toutes les galaxies, mais Sandage montra qu'il interpréta à tort des objets comme des étoiles alors qu'il s'agissait de régions HII (hydrogène ionisé). Ces objets étant plus brillants, corriger l'erreur conduisit à des valeurs plus grandes des distances des galaxies incriminées, et donc à une diminution de la valeur de $H_0$. En 1958, Sandage publie un papier (Allan Sandage  1958) dans lequel il expose plusieurs corrections à la méthode de mesure de la constante de Hubble et montre que sa valeur doit être comprise entre 50 et 100 km/s/Mpc. L'âge de l'Univers dans les modèles de type Big Bang les plus simples est alors compris entre 6,5 et 13 milliards d'années, montrant que ces modèles ne sont pas exclus par l'âge des structures de l'Univers.

Identification des quasars

En 1963, Maarten Schmidt identifie à l'aide du téléscope Hale à l'observatoire du Mont Palomar un objet nommé 3C 273 extrêmement brillant anormalement éloigné ($z \sim $ 0.16) (M. SCHMIDT  1963) . Ce décalage spectral (redshift) était si élevé qu'il ne fut pas compris tout de suite que la nature inhabituelle du spectre de cet objet était attribuable à un effet doppler. Pour être à la fois si distant et si lumineux, 3C 273 doit émettre $10^{12}$ fois plus de lumière que le Soleil. Dans les années qui suivent les quasar sont identifiés de façon privilégiée à des distances élevées, contestant la nature stationnaire de l'Univers (ce sont des objets anciens).

Une céphéide est une étoile variable périodique, c'est-à-dire dont la luminosité diminue et augmente de façon stable et périodique. Il existe plusieurs types de céphéides. Les céphéides classiques dites de Classe I sont très lumineuses (jusqu'à 100 000 fois plus que le Soleil !) ce qui les rend visible individuellement même à très grande distance.

Usage en tant que chandelle standard

La luminosité intrinsèque (c'est-à-dire la puissance rayonnée) des céphéides présente la particularité de ne dépendre que de leur période de variation lumineuse (la relation dépendant en revanche du type de céphéide dont il s'agit). Or, le flux reçu par unité de surface à une distance $d$ d'une source lumineuse est égal à $\Phi = L/(4\pi d^2)$ où $L$ est sa luminosité. En observant une céphéide, on connait à la fois $L$ par le biais de sa période $T$ facilement observable (de l'ordre de grandeur de la journée) et d'autre part la puissance reçue par unité de surface. Cela donne donc la distance $d = \sqrt{\dfrac{L}{4 \pi \Phi}}$. On appelle de tels objets, pour lesquel la luminosité intrinsèque est connue, des "chandelles standards".

Découverte de la relation luminosité-période : La découverte de l'existence d'une relation entre luminosité et période des céphéides et due à Henrietta Leavitt. En 1908, cette astronome de l'observatoire de l'université d'Harvard étudie des milliers d'étoiles variables pulsantes appartenant aux nuages de Magellan (deux galaxies naines environ 20 fois plus proches de la Voie Lactée qu'Andromède) et mesure leur magnitude apparente (grandeur plus pratique en Astronomie pour représenter la brillance que le flux lumineux en $W/m^2$) et leur période. Elle suppose alors que toutes les étoiles d'un "nuage" sont approximativement à la même distance de la Terre, ce qui entraine que la différence entre leur magnitude apparente et absolue (qui ne dépend que de la distance entre elles et la Terre) est une constante : $m-M = C$. Elle remarque que la magnitude apparente de certaines de ces étoiles variables est une fonction de leur période, autrement dit, $m_{magellan} = m_{magellan}(T)$.

Cependant, ce n'est pas suffisant pour mesurer des distances. En effet, ceci requiert de connaitre la luminosité intrinsèque ou encore la magnitude absolue en fonction de la période, sans quoi la relation ainsi obtenue ne permet d'évaluer que le rapport entre la distance d'une céphéide avec la distance de celles qui ont permis d'établir cette relation (qui est inconnue). Il faut alors attendre les travaux de Hertzsprung et Shapley dans les années qui suivent pour étalonner cette relation et obtenir la courbe de la magnitude absolue cette fois. Pour cela, ces astronomes ont mesuré la magnitude et la période d'une céphéide proche dont la distance était connue (par la méthode de la parallaxe). Ils ont ainsi pu calculer sa magnitude absolue $M$. En reportant cette mesure dans la courbe de Leavitt, ils ont pu déterminer quelle était la constante $C$ qui séparait $m_{magellan}$ et $M$. De là ils en ont déduit la loi $T\mapsto M(T)$.

Les mesures du téléscope spatial Hubble pour 10 céphéides proches établissent la relation suivante entre la magnitude absolue dans la bande V et la période $P$ en jours (G. Fritz Benedict, Barbara E. McArthur et al.  2007) : \begin{equation} M_V = \left (-\mbox{2,43} \pm \mbox{0,12} \right) \left ( \log P - 1 \right) - \mbox{4,05} \pm \mbox{0,02} \end{equation} Cette relation implique une relation de forme loi de puissance entre la luminosité intrinsèque $L$ et la période $P$, de la forme $L \propto P^{1+\epsilon}$.

La relation entre période et magnitude absolue n'est pas tout à fait univoque, probablement parce que d'autres paramètres peuvent différer d'une céphéide variable à une autre avec un impact relativement faible. Ceci limite le pouvoir prédictif de la relation luminosité période de $\Delta M_{V} \sim $ 0,1 (L. N. Berdnikov, A. K. Dambis et al.  1997) .

Cette méthode a permis de mesurer des distances de galaxies hôtes jusqu'à environ 30 Mpc (Jeffrey A. Newman, Stephen E. Zepf et al.  1999) (Adam G. Riess, Weidong Li et al.  2005)

Explication théorique par Eddington :

Découverte d'une nouvelle classe de céphéides :