Origine de l'univers :

Henrietta Swan Leavitt (1868 - 1921, étudiait, en 1912, les Nuages de Magellan, les deux nébuleuses qui dominent le ciel austral de leur splendeur. La tâche d'Henrietta Leavitt consistait à examiner des plaques photographiques prises à des époques différentes afin de mettre en évidence les étoiles dont la luminosité n'était pas constante au cours du temps. Elle découvrit alors que certaines de ces étoiles, plus tard nommées céphéides, présentaient des variations d'éclat périodiques. Plus intéressant encore, ces étoiles possédaient la propriété suivante : leur luminosité moyenne était d'autant plus grande que leur période était longue et elle ne semblait dépendre d'aucun autre paramètre. Comme toutes ces étoiles appartenaient à l'un ou l'autre des Nuages de Magellan, elles se trouvaient toutes à la même distance de la Terre et cette propriété n'était pas un effet de distance mais bien une caractéristique physique réelle des étoiles.

Cette propriété des céphéides se révéla d'une grande importance car elle permit aux astronomes de continuer à développer une échelle des distances. En effet, si l'on connaît à la fois les luminosités absolues et apparentes d'une étoile, il est possible de calculer à quelle distance celle-ci se trouve. Mais la difficulté est de déterminer la luminosité intrinsèque de l'étoile. C'est là qu'intervient la relation obtenue par Henrietta Leavitt. Supposons que nous observions deux céphéides de même période, l'une dans un Nuage de Magellan, l'autre dans une région indéterminée. Nous savons que la différence entre les éclats apparents est uniquement un effet de distance puisque deux céphéides de même période ont des luminosités absolues identiques. Connaissant la loi de décroissance de l'intensité lumineuse avec la distance, il est alors très facile de calculer l'éloignement de la région indéterminée par rapport à celui des Nuages de Magellan.

Ainsi, avec les céphéides, les astronomes ont une nouvelle méthode de mesure des distances relatives. Celle-ci permet d'aller bien plus loin que les techniques s'appuyant sur la parallaxe ou le point de convergence car elle s'applique même à des étoiles ne présentant aucun mouvement apparent. Ceci est d'autant plus vrai que les céphéides ont une très grande luminosité intrinsèque, jusqu'à 10 000 celle du Soleil, et sont donc visibles de très loin.

Harlow Shapley (1885 - 1972) avançait, en 1920, que la Galaxie était énorme, d'un diamètre de 100 000 parsecs, ce qui l'incitait à penser que les nébuleuses spirales étaient des objets gazeux contenus dans notre Galaxie même. En effet, les mesures de distance de l'époque indiquaient que les Nuages de Magellan se trouvaient aux limites de la Galaxie et en faisaient donc encore partie. Nous savons aujourd'hui que leur distance est en fait le double du diamètre de la Galaxie, mais, étant donné les incertitudes des mesures de l'époque, le doute était permis.

Heber Doust Curtis (1872 - 1942) ne croyait pas à la description de la Voie Lactée par Harlow Shapley et remettait en cause la méthode des céphéides. Il pensait que la Galaxie était relativement petite, d'environ 10 000 parsecs de diamètre et que les nébuleuses étaient d'autres galaxies situées loin de la nôtre. Il s'appuyait en particulier sur des observations de ce qui semblait être des supernovae dans ces galaxies. Ces observations montraient que les nébuleuses étaient effectivement formées d'étoiles, mais aussi qu'elles étaient très lointaines étant donné la faible luminosité apparente des explosions.

James Edward Keeler (1857 - 1900) au cours des années (1888 - 1891) fit une étude spectroscopique des anneaux de Saturne et prouva qu'ils ne pouvaient être des objets solides car ils ne tournaient pas à vitesse constante mais devaient plutôt être constitués d'une nuée de petits objets individuels.

Il découvrit, en 1899, deux astéroïdes, bien que le second soit ensuite perdu et retrouvé presque 100 ans plus tard.

William Wallace Campbell (1862 - 1938) fut directeur de l'observatoire Lick de 1900 à 1930. Il était spécialiste en spectroscopie.
Il fut un pionnier de la spectroscopie astronomique et catalogua les vitesses radiales des étoiles.

En 1912, Vesto Melvin Slipher (1875 - 1969) employa la spectroscopie pour étudier les périodes de rotation des planètes et la composition des atmosphères planétaires. En 1912, il fut le premier à observer le décalage des raies spectrales des galaxies, et est donc le découvreur du décalage vers le rouge des galaxies. Il fut à l'origine des recherches qui conduisirent à la découverte de Pluton.

Combinant leurs propres mesures de distance des galaxies avec les mesures de Slipher du décalage vers le rouge de ces galaxies, Hubble et Milton Humason découvrirent une proportionnalité grossière entre les distances des objets et leurs décalages vers le rouge. Bien qu'il y ait une dispersion considérable (expliquée maintenant par des vitesses anormales), Hubble et Humason réussirent à tracer une ligne de tendance pour les 46 galaxies qu'ils avaient étudiées et obtinrent une valeur de la constante de Hubble-Humason égale à 500 km/s/Mpc, bien supérieure à la vitesse actuellement acceptée, à cause d'erreurs dans leur calibration des distances. De telles erreurs dans la détermination des distances continuent à gêner les astronomes modernes (voir échelle de distance cosmique pour plus de détails).
On attribue souvent de manière erronée à Edwin Hubble la découverte du décalage vers le rouge des galaxies. Ces mesures et leur signification furent comprises avant 1917 par James Edward Keeler (Lick & Allegheny), Vesto Melvin Slipher (Lowell) et le professeur William Wallace Campbell (Lick) dans d'autres observatoires.

En 1917, Albert Einstein propose l'idée que l'univers est homogène et isotrope. Sous l'effet de la gravité, les différents objets de l'univers s'attirent les uns les autres et ont donc tendance à se rapprocher. Pour contrebalancer cette attraction, Einstein a été amené à introduire l'équivalent d'une force répulsive dans l'univers, qu'il a appelé constante cosmologique.

Pour que cet équilibre puisse exister, il est nécessaire que la courbure spatiale de l'univers soit positive, autrement dit que l'univers soit d'extension finie, mais sans bord, un peu comme une sphère ordinaire. L'équilibre de l'univers est alors assurée si une certaine relation entre constante cosmologique, densité de matière et courbure spatiale est satisfaite

L'univers d'Einstein prédit que l'univers est statique, si l'on excepte les mouvements relatifs des galaxies les unes par rapport aux autres (bien qu'à l'époque où Einstein a proposé son modèle, les galaxies n'avaient pas été identifiées comme telles). Les déplacements des galaxies par rapport à nous, mesurés par effet Doppler devaient être en moyenne nuls (une partie des galaxies devaient s'éloigner, l'autre se rapprocher, au gré de leurs interactions mutuelles).

Edwin Powell Hubble (1889 - 1953) grâce au télescope de 2,50 mètres du mont Wilson en Californie en 1917 se mit à étudier la nébuleuse d'Andromède et en particulier ses parties externes. Il se rendit alors compte que ses plaques photographiques faisaient apparaître des myriades d'étoiles très faibles là où ses prédécesseurs n'avaient vu que des taches diffuses. La nébuleuse était enfin résolue en ses constituants et révélait sa vraie nature.

Hubble examina un grand nombre de plaques et constata que quelques dizaines de céphéides y étaient visibles, ce qui lui donnait la possibilité d'utiliser la méthode d'Harlow Shapley. Il mesura ainsi les périodes et les luminosités apparentes des céphéides, calcula les luminosités intrinsèques grâce aux périodes, puis, utilisant les luminosités apparentes, il détermina la distance à ces étoiles. Il calcula ainsi en 1923 que la galaxie d'Andromède se situait à environ 300 000 parsecs de nous, clairement au-delà des limites de la Galaxie.

Nous savons aujourd'hui, que la valeur réelle est de 700 000 parsecs, la différence étant due au fait qu'il existe deux types de céphéides dont les propriétés sont légèrement différentes. Le résultat de Hubble était néanmoins correct qualitativement. Il prouvait que les nébuleuses étaient bien des ensembles d'étoiles à part, d'autres galaxies semblables à la Voie Lactée. Une fois de plus, l'univers nous déniait toute place centrale et nous nous retrouvions sur l'une des planètes d'une étoile anonyme dans un endroit quelconque d'une galaxie comme les autres.

Combinant leurs propres mesures de distance des galaxies avec les mesures de Slipher du décalage vers le rouge de ces galaxies, Hubble et Milton Humason découvrirent une proportionnalité grossière entre les distances des objets et leurs décalages vers le rouge. Bien qu'il y ait une dispersion considérable (expliquée maintenant par des vitesses anormales), Hubble et Humason réussirent à tracer une ligne de tendance pour les 46 galaxies qu'ils avaient étudiées et obtinrent une valeur de la constante de Hubble-Humason égale à 500 km/s/Mpc, bien supérieure à la vitesse actuellement acceptée, à cause d'erreurs dans leur calibration des distances. De telles erreurs dans la détermination des distances continuent à gêner les astronomes modernes (voir échelle de distance cosmique pour plus de détails).

En 1929, Hubble et Humason formulèrent la loi empirique reliant le décalage vers le rouge et la distance des galaxies, actuellement appelée simplement la loi de Hubble, qui, une fois que le décalage vers le rouge est interprété comme une mesure de la vitesse de récession, est en accord avec les solutions des équations de la relativité générale d'Einstein pour un univers homogène et isotrope en expansion. Bien que les concepts sous-tendant un univers en expansion aient été compris plus tôt, cette loi de Hubble et Humason conduisit à une acceptation plus large de cette hypothèse. La loi stipule que plus grande est la distance entre 2 galaxies quelconques, plus grande est leur vitesse relative d'éloignement.

Milton Lasell Humason ( 1891 - 1972) mesura les distances et les décalages spectraux des galaxies de 1929 jusqu'en 1953.Par ses observations joua un rôle majeur dans le développement de la cosmologie, en aidant notamment Edwin Hubble à formuler la loi de Hubble.

En 1922 Friedmann (1888-1925), se référant à la découverte du décalage vers le rouge des astres lointains introduit l'idée d'un univers initial stable de densité élevée qui, à l'instant zéro, se serait dilaté. Einstein se rallia à cette conception.

Le Big Bang désigne simplement l'époque dense et chaude qu'a connue l'univers il y a environ 13,7 milliards d'années, ainsi que l'ensemble des modèles cosmologiques qui la décrivent, sans que cela préjuge de l'existence d'une explosion.

En 1935 Swicky (1898-1974), en observant les super-novae, postula, la présence dans l'univers de matières obscures.

George Gamow (1904- 1968), assisté de Alpher, en 1948, décrit l'univers d'origine comme une soupe dense de neutrons et de protons .Cette soupe est emplie d'un rayonnement qui perd de l'énergie du fait de l'expansion, selon un processus semblable à celui du décalage vers le rouge du rayonnement des objets astrophysiques distants.

Gamow réalise en effet que les fortes densités de l'univers primordial doivent avoir permis l'instauration d'un équilibre thermique entre les atomes, et par suite l'existence d'un rayonnement émis par ceux-ci. Ce rayonnement devait être d'autant plus intense que l'univers était dense, et devait donc encore exister aujourd'hui, bien que considérablement moins intense. Gamow fut le premier (avec Ralph Alpher et Robert C. Herman) à réaliser que la température actuelle de ce rayonnement pouvait être calculée à partir de la connaissance de l'âge de l'univers, la densité de matière, et l'abondance d'hélium.

Ralph Asher (1921 - 2007) a effectué sa thèse sous la direction de George Gamow à la fin des années 1940. C'est là qu'il est le premier à proposer que la phase dense et donc chaude de l'univers primordial, que l'on n'appelle pas encore Big Bang, a permis de fabriquer certains atomes de l'univers autres que l'hydrogène par des réactions nucléaires : c'est la nucléosynthèse primordiale.
Ce phénomène, proposé pour la première fois par Gamow en 1946 sera mis en forme en1948 sous l'impulsion de ce dernier, mais avec l'apport crucial d'Alpher. Ils publient leurs calculs en 1948. Ce dernier, connu pour son tempérament facétieux, et profitant de la date de publication de l'article (1er avril) a ajouté le nom de Hans Bethe à la liste des auteurs de l'article, signé donc par Alpher, Bethe et Gamow. La ressemblance de ces trois noms avec les trois premières lettres de l'alphabet grec (alpha, beta, gamma) fait que cet article est souvent appelé article αβγ. Alpher souffrira cependant de cette farce, car le fait de voir son nom associé à celui de deux scientifiques prestigieux aura tendance à diminuer le rôle pourtant décisif qu'il a joué dans cet article fondateur de la cosmologie moderne.
La même année, Alpher commence une longue collaboration avec Robert Herman. Ils sont les premiers à réaliser que la phase dense et chaude qui existait dans l'univers primordial doit avoir laissé une trace sous la forme d'un rayonnement désormais extrêmement froid : le fond diffus cosmologique. Alpher et Hermann en prédisent l'existence, ainsi qu'une estimation de la température actuelle, quelques kelvins seulement. Ils publient ce résultat crucial dans la revue Nature sous l'impulsion de Gamow qui insiste auprès de l'éditeur du journal pour que ce résultat, qui complète un article que lui-même avait soumis peu avant. Pour des raisons mal connues, Gamow reprendra cette idée d'Alpher et Herman, mais sans jamais les citer.

En 1935, Swicky (1898-1974), en observant les super-novae, postula la présence dans l'univers de matières obscures.

En 1953, Alpher et Herman, proposent avec James W. Follin une chronologie désormais validée de l'histoire de l'univers primordial depuis une température de 100 MeV (1012 degrés), où ils mentionnent des époques successives qui voient se dérouler le découplage des neutrinos, l'annihilation électrons-positrons et la nucléosynthèse primordiale. Ils corrigent en particulier une erreur cruciale qui affirmaient que tous les éléments chimiques étaient créés lors de cette phase, alors qu'en fait seul les élément les plus légers (hydrogène, hélium et lithium) le sont.

Son nom est peu à peu oublié, à tel point que la découverte en 1965 du fond diffus cosmologique par Arno Penzias et Robert Wilson ne mentionne pas son nom, pas plus que ceux de Herman et Gamow. Alpher luttera plusieurs années pour que l'histoire des sciences le réhabilite. Lors de leurs discours respectifs prononcés lors de la remise de leur Prix Nobel de physique consécutif à leur découverte, Penzias et Wilson rendront finalement justice à l'apport crucial d'Alpher à la cosmologie moderne.

En 1964, Penzias et Wilson, des radioastronomes, des laboratoires de la compagnie Bell Telephone, disposent d'une antenne qui servait initialement à la communication avec les satellites Echo puis Telstar.

Ils souhaitaient transformer cette antenne en radiotélescope pour mesurer le rayonnement dans le domaine radio de la Voie lactée. Pour ce faire, ils avaient besoin de calibrer correctement l'antenne, et en particulier de connaître le bruit de fond généré par celle-ci ainsi que par l'atmosphère terrestre. Ils découvrent ainsi accidentellement un bruit supplémentaire d'origine inconnue au cours d'observations faites sur la longueur d'onde 7,35 cm. Ce bruit, converti en température d'antenne, correspondait à une température du ciel de 2,7 K, ne présentait pas de variations saisonnières, et ses éventuelles fluctuations en fonction de la direction ne dépassaient pas 10 %. Il ne pouvait donc s'agir du signal émis par la Voie lactée qu'ils cherchaient à découvrir.

Penzias et Wilson ne connaissaient pas les travaux des cosmologistes de leur époque, et c'est presque par hasard qu'ils les découvrent. Penzias mentionne fortuitement sa découverte au radioastronome Bernie Burke, qui lui dit savoir de Ken Turner que James Peebles a prédit l'existence d'un rayonnement de quelques kelvins, et qu'une équipe composée de Dicke, Roll et Wilkinson de l'université de Princeton est en train de construire une antenne pour le détecter. Penzias prend alors contact avec Dicke pour lui faire part de ses résultats. Ils décident alors de publier conjointement deux articles, l'un signé de Penzias et Wilson décrivant la découverte du fond diffus cosmologique, l'autre signé par Peebles et l'équipe de Dicke en décrivant les conséquences cosmologiques. L'histoire raconte que lorsque Dicke apprit la découverte de Penzias, il dit à ses collaborateurs une phrase restée célèbre : Les gars, nous nous sommes fait devancer ). L'on ne sait pas bien si ces derniers auraient pu effectivement détecter ce rayonnement avec les moyens dont ils disposaient mais cela semble probable. Ils ont en tout cas détecté le fond diffus cosmologique à la longueur d'onde de 3 cm dans le courant de l'année 1965.

Penzias et Wilson recevront chacun 1/4 du prix Nobel de physique 1978 pour leur découverte.

Il a parfois été dit que les publications conjointes de Penzias et Wilson et de l'équipe de Dicke résultaient d'une tentative de ces derniers d'acquérir le bénéfice de la découverte et obtenir le Prix Nobel. Cela semble peu probable, Penzias et Wilson ayant déclaré par la suite qu'ils préféraient publier leur mesure à part, au motif que leur mesure était exacte, alors que l'interprétation de Peebles n'était qu'une interprétation qui pourrait s'avérer fausse. En fait, Wilson était même à l'époque partisan de la théorie de l'état stationnaire, il était donc sans doute réticent.

Remarques : c'est à George Gamow que l'on attribue la prédiction du fond diffus cosmologique. Gamow a effectivement prédit l'existence d'un rayonnement issu du Big Bang, mais n'en avait pas prédit le spectre de corps noir.

En 1961, E. A. Ohm mentionne que le chiffre de 2,3 K correspondant effectivement bien à la contribution atmosphérique telle qu'elle était estimée à l'époque, Dorochkevitch et Novikov ont alors conclu que la contribution du fond de ciel devait être limité à une fraction de 2,3 K, en désaccord avec les prédictions de Gamow.