玻璃重量轻，价格低廉，耐腐蚀，能够抛得很光洁，又比金属容易研磨成形。其实在早期望远镜的同时代，就已经有那种在玻璃后面贴一个金属背板类型的镜子了，就像现在家用的镜子那样。但这种镜子没法用在望远镜上，因为光线在金属背板上反射之前和之后都要通过一定厚度的玻璃，这就会使得图像变得模糊。
1856年一名叫尤斯图斯·冯·李比希（Justus von Liebig，1803?1873）的德国化学家利用新发现的一种化学反应，实现了在玻璃表面覆盖一个薄薄的银层，从而发明了新的制镜方法——只要将银镀到玻璃上再加以抛光就可以了。那年晚些时候，德国物理学家卡尔·奥古斯特·冯·斯坦黑尔（Carl August von Steinheil，1801?1870）使用这种工艺制作反射镜，将银层涂在镜子的正面。
第二年法国物理学家雷昂·傅科（Jean Bernard Leon Foucault，1819?1868）独立将一面10.16厘米的抛物面镜子镀上银层，他将望远镜放在了一台赤道仪上。同年傅科前往都柏林向英国天文学界宣读他的论文《银质玻璃望远镜镜片》。后来傅科还发明了测量镜面形状的更好方法，这种方法虽与早期磨镜者们使用的检测法类似，但拥有非常高的精度，磨制出正确的镜面形状变得容易了。
这样天文学家们获得了一种既轻又便宜的玻璃镜面，而且比金属镜面能多反射一半的光。尽管银层仍然会因氧化而变黑，但重新镀银远比重新抛光金属镜面容易。玻璃反射镜熠熠生辉，孕育了巨型反射望远镜的时代的到来。
墨尔本1.22米望远镜——最后的大型金属镜面反射镜
1862年，澳大利亚的当局决定建造一架大型望远镜，用以研究南天的星云，在当时尚不清楚这种云雾状的天体是什么。由包括罗斯伯爵在内的天文学家和望远镜制造商组成了一个委员会来确定望远镜的设计方案。大部分的天文台都建在北半球，南天很多部分还没有被观测过，所以这架位于南半球的望远镜将能够帮助人们获得完整的天空图景。
委员会确定了一个直径1.22米的卡赛格林式望远镜的方案。虽然在当时玻璃反射镜已经越来越普及了，委员会还是倾向于使用金属的反射镜，因为他们觉得在当地的气候条件下玻璃镜面的银镀层比金属镜面更容易氧化、分解和腐蚀，而且这样一架沉重巨大的玻璃望远镜难于操纵。
很快他们就为当初的决定而后悔了，因为当1877年金属镜面因为严重锈蚀而需要重新抛光时，整个镜子必须运回位于爱尔兰的原来的制造厂才能做处理。于是天文台的主管自学了一番如何抛光金属镜，然后亲自动手尝试。虽然抛光成功，但是他无法精确地检测抛光后的镜面精度是否符合要求，此后这架望远镜一直未能重新正常工作。
这架墨尔本望远镜只用了15年，而很多比它早的望远镜直到现在还能使用。这次失误标志着望远镜发展史上的一个转折点，墨尔本望远镜也成为最后一架大型金属镜面反射望远镜。这次失败的影响之大，使得此后的三十年里天文学家们都在避免建造大型反射望远镜
天体摄影
驱使天文学家将天文台建在高海拔地区的另一个原因是天体摄影的需要。与原来的绘图观测相比，天体摄影提供了一种迅速而客观准确地记录观测结果的方法。同时，摄影术能帮助天文学家们观测那些即便用了巨型望远镜肉眼也无法看到的暗弱天体。无论一个人用眼睛注视目镜中的星点多久，他也无法看到比他的视觉极限还暗的那些东西。但照相底片却能把照到它上面的所有光，不管有多暗，都记录下来。如果图像很暗，只要将曝光时间足够延长，就可能拍摄下来。
天文学家发现如果把望远镜架设在高山之上，那里有非常黑暗的天空，只有星光在闪耀，周围没有其他的光亮，就可以拍摄到很多肉眼无法看到的星星和天体的照片。最终，所有的天文望远镜都开始使用照相的方式观测。现在的专业天文望远镜上已经没有目镜，代之以照相装置和其他观测设备。
有许多其他的技术发展也改变了望远镜。天文学家们一边在原来的望远镜上安装新的仪器，一边为新的观测仪器建造新的望远镜。这些新的设备能够分解星光供天文学家们进行后续的分析研究。不久，这些仪器的性能就变得和望远镜的聚光本领和分辩力一样重要了。
1856年一名叫尤斯图斯·冯·李比希（Justus von Liebig，1803?1873）的德国化学家利用新发现的一种化学反应，实现了在玻璃表面覆盖一个薄薄的银层，从而发明了新的制镜方法——只要将银镀到玻璃上再加以抛光就可以了。那年晚些时候，德国物理学家卡尔·奥古斯特·冯·斯坦黑尔（Carl August von Steinheil，1801?1870）使用这种工艺制作反射镜，将银层涂在镜子的正面。
第二年法国物理学家雷昂·傅科（Jean Bernard Leon Foucault，1819?1868）独立将一面10.16厘米的抛物面镜子镀上银层，他将望远镜放在了一台赤道仪上。同年傅科前往都柏林向英国天文学界宣读他的论文《银质玻璃望远镜镜片》。后来傅科还发明了测量镜面形状的更好方法，这种方法虽与早期磨镜者们使用的检测法类似，但拥有非常高的精度，磨制出正确的镜面形状变得容易了。
这样天文学家们获得了一种既轻又便宜的玻璃镜面，而且比金属镜面能多反射一半的光。尽管银层仍然会因氧化而变黑，但重新镀银远比重新抛光金属镜面容易。玻璃反射镜熠熠生辉，孕育了巨型反射望远镜的时代的到来。
墨尔本1.22米望远镜——最后的大型金属镜面反射镜
1862年，澳大利亚的当局决定建造一架大型望远镜，用以研究南天的星云，在当时尚不清楚这种云雾状的天体是什么。由包括罗斯伯爵在内的天文学家和望远镜制造商组成了一个委员会来确定望远镜的设计方案。大部分的天文台都建在北半球，南天很多部分还没有被观测过，所以这架位于南半球的望远镜将能够帮助人们获得完整的天空图景。
委员会确定了一个直径1.22米的卡赛格林式望远镜的方案。虽然在当时玻璃反射镜已经越来越普及了，委员会还是倾向于使用金属的反射镜，因为他们觉得在当地的气候条件下玻璃镜面的银镀层比金属镜面更容易氧化、分解和腐蚀，而且这样一架沉重巨大的玻璃望远镜难于操纵。
很快他们就为当初的决定而后悔了，因为当1877年金属镜面因为严重锈蚀而需要重新抛光时，整个镜子必须运回位于爱尔兰的原来的制造厂才能做处理。于是天文台的主管自学了一番如何抛光金属镜，然后亲自动手尝试。虽然抛光成功，但是他无法精确地检测抛光后的镜面精度是否符合要求，此后这架望远镜一直未能重新正常工作。
这架墨尔本望远镜只用了15年，而很多比它早的望远镜直到现在还能使用。这次失误标志着望远镜发展史上的一个转折点，墨尔本望远镜也成为最后一架大型金属镜面反射望远镜。这次失败的影响之大，使得此后的三十年里天文学家们都在避免建造大型反射望远镜
天体摄影
驱使天文学家将天文台建在高海拔地区的另一个原因是天体摄影的需要。与原来的绘图观测相比，天体摄影提供了一种迅速而客观准确地记录观测结果的方法。同时，摄影术能帮助天文学家们观测那些即便用了巨型望远镜肉眼也无法看到的暗弱天体。无论一个人用眼睛注视目镜中的星点多久，他也无法看到比他的视觉极限还暗的那些东西。但照相底片却能把照到它上面的所有光，不管有多暗，都记录下来。如果图像很暗，只要将曝光时间足够延长，就可能拍摄下来。
天文学家发现如果把望远镜架设在高山之上，那里有非常黑暗的天空，只有星光在闪耀，周围没有其他的光亮，就可以拍摄到很多肉眼无法看到的星星和天体的照片。最终，所有的天文望远镜都开始使用照相的方式观测。现在的专业天文望远镜上已经没有目镜，代之以照相装置和其他观测设备。
有许多其他的技术发展也改变了望远镜。天文学家们一边在原来的望远镜上安装新的仪器，一边为新的观测仪器建造新的望远镜。这些新的设备能够分解星光供天文学家们进行后续的分析研究。不久，这些仪器的性能就变得和望远镜的聚光本领和分辩力一样重要了。
尽管折射望远镜主宰了19世纪的大部分时间，但是反射望远镜却给20世纪上半叶的天文学带来革命性变化，这主要归功于乔治·埃勒里·海尔。
海尔的故事——“大玩具”改变天文学
尽管折射望远镜主宰了19世纪的大部分时间，但是反射望远镜却给20世纪上半叶的天文学带来革命性变化，这主要归功于能让百万富翁掏钱的、制造光学望远镜的奇才——著名天文学家乔治·埃勒里·海尔（George Ellery Hale，1868～1938）。
1868年6月29日，海尔诞生于美国芝加哥，父亲是电梯制造商，因工艺精湛，产品畅销全国并远销欧洲。受父亲的影响，海尔从小就对机器、工具有着难以自拔的兴趣，他总是把自己的房间搞得像个小工厂一样。有一年圣诞节，父亲送给他的礼物竟然是一架小小的显微镜，这成了他的最爱。母亲是一位很有文化品位的女性，她启发了海尔对文学和诗歌的兴趣。童年的这些经历对海尔的人生产生了很大的影响，要知道他成年后策划建造的那些“大玩具”彻底改变了天文学的面貌。
海尔1890年毕业于麻省理工学院，1892年任芝加哥大学天体物理学副教授，开始组建叶凯士天文台，任台长。1904年筹组威尔逊山太阳观象台，即后来的威尔逊山天文台，他任首任台长，直至1923年因病退休。1895年他创办《天体物理学杂志》。1899年当选为新成立的美国天文学与天体物理学会（1914年易名为美国天文学会）副会长。
海尔一生最主要的功绩是他连续制造了直径1.53米、2.54米和5.08米三架大型反射望远镜。这三架反射望远镜，不仅由于物镜由原来的金属材料改为用玻璃材料镀银或者镀铝制作，因而既避免了金属生锈，又提高了镜面的反射率；更为重要的是因为它们整体的现代化程度使它们操作起来非常方便灵活。直至今天，它们仍然在天文学的观测工作中发挥作用。
威尔逊山的1.53米反射望远镜
1868年6月29日，海尔诞生于美国芝加哥，父亲是电梯制造商，因工艺精湛，产品畅销全国并远销欧洲。受父亲的影响，海尔从小就对机器、工具有着难以自拔的兴趣，他总是把自己的房间搞得像个小工厂一样。有一年圣诞节，父亲送给他的礼物竟然是一架小小的显微镜，这成了他的最爱。母亲是一位很有文化品位的女性，她启发了海尔对文学和诗歌的兴趣。童年的这些经历对海尔的人生产生了很大的影响，要知道他成年后策划建造的那些“大玩具”彻底改变了天文学的面貌。
海尔1890年毕业于麻省理工学院，1892年任芝加哥大学天体物理学副教授，开始组建叶凯士天文台，任台长。1904年筹组威尔逊山太阳观象台，即后来的威尔逊山天文台，他任首任台长，直至1923年因病退休。1895年他创办《天体物理学杂志》。1899年当选为新成立的美国天文学与天体物理学会（1914年易名为美国天文学会）副会长。
海尔一生最主要的功绩是他连续制造了直径1.53米、2.54米和5.08米三架大型反射望远镜。这三架反射望远镜，不仅由于物镜由原来的金属材料改为用玻璃材料镀银或者镀铝制作，因而既避免了金属生锈，又提高了镜面的反射率；更为重要的是因为它们整体的现代化程度使它们操作起来非常方便灵活。直至今天，它们仍然在天文学的观测工作中发挥作用。
威尔逊山的1.53米反射望远镜
1896年，海尔的父亲送了他一块1.53米的玻璃镜坯，有18.98厘米厚，重860千克，这是他父亲花25000美元从巴黎买回。海尔选择了海拔1800米的威尔逊山，因为那里的条件很适合天文观测，但一直到1904年他才获得卡内基基金会的赠款，来建造一座天文台。1905年望远镜镜面开始研磨，这个工程一共持续了两年。望远镜的构架是在旧金山建造的，1906年的大地震中它几乎被毁。将这些材料和零件运送到威尔逊山是一个艰巨的任务。为了将它们运到山顶还建造了一台专门的电气拖拉机。
1908年12月8日这架望远镜正式启用。只有罗斯伯爵的“列维利亚”比它更大，但实际上无法与之媲美。考虑到威尔逊山的大气宁静度极佳，新望远镜使用起来又很方便；虽然罗斯的镜子大，聚光率大1.5倍，但是这一点已经算不了什么了。新望远镜比起“列维利亚”来简直优越得无可比拟。实际上，它确实是直到那时为止最有用的望远镜。用这架望远镜曝光4小时，即可拍摄到暗至20等的恒星，而所得到的恒星光谱也空前清晰。
这里要特别说明的是，美国光学家、望远镜制造家和天文学家乔治·威利斯·里奇（George Willis Ritchey，1864～1945）对此望远镜的建造起了至关重要的作用。他承担了反射镜的磨制工作，第一个使用金刚砂（碳化硅）磨镜片，此种砂非常坚硬，其切削能力是以前磨镜用的刚玉砂的6倍。他又采取了很不寻常的保护措施，使磨镜室无尘而恒温。因此，制作出了误差不超过百万分之二英寸的光亮镜片
1908年12月8日这架望远镜正式启用。只有罗斯伯爵的“列维利亚”比它更大，但实际上无法与之媲美。考虑到威尔逊山的大气宁静度极佳，新望远镜使用起来又很方便；虽然罗斯的镜子大，聚光率大1.5倍，但是这一点已经算不了什么了。新望远镜比起“列维利亚”来简直优越得无可比拟。实际上，它确实是直到那时为止最有用的望远镜。用这架望远镜曝光4小时，即可拍摄到暗至20等的恒星，而所得到的恒星光谱也空前清晰。
这里要特别说明的是，美国光学家、望远镜制造家和天文学家乔治·威利斯·里奇（George Willis Ritchey，1864～1945）对此望远镜的建造起了至关重要的作用。他承担了反射镜的磨制工作，第一个使用金刚砂（碳化硅）磨镜片，此种砂非常坚硬，其切削能力是以前磨镜用的刚玉砂的6倍。他又采取了很不寻常的保护措施，使磨镜室无尘而恒温。因此，制作出了误差不超过百万分之二英寸的光亮镜片
里奇还设计了一种新颖的折轴光路系统，能够在望远镜之外成像，这样沉重的仪器不必再安装在望远镜的镜筒上，使得天文学家能够自由地选择合适的设备来分析星光。这架望远镜可以使用相机或光谱仪来做照相和光谱学观测。后来的许多大型望远镜都参照此架望远镜，设计成非常灵活的形式。事实上可以认为，这架1.53米望远镜是第一台现代的天文望远镜。
1914年美国天文学家沃尔特·亚当斯（Walter Sydney Adams，1876～1956）用此反射望远镜连接上光谱仪，拍摄到了天狼星那颗暗弱小伴星的光谱，这是人类首次拍摄到白矮星的光谱，为揭示白矮星身世的秘密提供了有力的观测依据。
1992年此望远镜上安装了一台早期的自适应光学设施，使它的分辨本领从0.5～1.0角秒提高到0.07角秒，从而重新焕发出了青春。
让“列维利亚”相形见绌的胡克望远镜
威尔逊山上的1.53米反射镜虽然很大，但仍无法满足海尔的雄心。他希望能有一架威力更大的望远镜。于是当1.53米反射镜尚在制造时，海尔就已经开始为2.54米望远镜筹措资金了。他成功地找到一位赞助人——洛杉矶的商人约翰·胡克（John D. Hooker），此人希望能以自己的名字命名一架有史以来最大的望远镜。
只有一家玻璃制造商，就是曾为1.53米望远镜提供镜坯的那家法国公司，敢于尝试铸造一块2.54米直径的巨大镜坯。这的确是一次冒险，当1908年铸造好的玻璃镜坯抵达时，天文学家无疑认为这只是一块废品：玻璃内部净是气泡，部分玻璃还呈结晶状——这意味着这块镜子很可能根本经受不住研磨和抛光的加工过程。
玻璃厂又建造了新的熔炉并继续尝试，但到最后也没有制出一块符合望远镜质量要求的镜坯。第一次世界大战爆发，工程停顿下来，没人有时间再管这件事了。
经过这一连串的挫折，海尔又开始回头审视第一块镜坯。最终认定这些气泡离表面不太近，可能不会影响磨成的镜面。海尔又让他的助手们对镜坯进行了测试，结果发现这些气泡甚至可能会增强玻璃的强度。
海尔把这块镜坯再次交到了乔治·威利斯·里奇手中，后者又花了五年的时间，在与1.53米望远镜同样严格仔细控制的环境中磨制成功。
这是一架如此出色的望远镜! 它的总重达到了100吨，并像1.53米反射望远镜一样可以进行照相和光谱观测。圆顶、天窗和望远镜的所有运动由30只电动机完成。
这架望远镜于1917年11月1日开始使用，它代替了保持冠军头衔达75年之久的罗斯伯爵的“列维利亚”，成为当时世界上最大的望远镜。胡克望远镜凭借着它的巨大的聚光力，第一次将浩瀚的宇宙展现在人们的眼前，它功勋卓著，其中最伟大的贡献就是在结束沙普利—柯蒂斯大辩论上发挥了至关重要的作用。
沙普利—柯蒂斯大辩论
早在18世纪，人们在夜晚的天空中发现了模糊的延伸天体，最初称为星云(Nebulae）。旋涡星云成为最早的研究对象。托马斯·赖特（Thomas Wright，1711～1786）和康德（Immanuel Kant，1724～1804）曾提出，旋涡星云可能是如我们银河系一样的恒星系统。旋涡星云是银河系之外的恒星系统，这一思想就是著名的“岛宇宙假说”。
在1914年初，美国天文学家哈罗·沙普利（Harlow Shapley，1885～1972）开始对球状星团进行系列的研究，他观察星团中的造父变星，并利用其周期—光度关系，估计距离。他使用威尔逊山上的1.53米反射镜去研究一些最著名的球状星团的距离，1918年沙普利公布了他的研究结果：球状星团形成一种密集在银河系内的星团，这就是银河系的中心，它在人马座方向，太阳并不在银河系的中心，而是离开中心约有5万光年。自18世纪以后，包括威廉·赫歇尔等著名天文学家都把太阳当作银河系的中心，沙普利否定了这一传统看法，意义非比寻常，有人把它和哥白尼将地球赶出太阳系的中心相提并论。
沙普利又大胆估算银河系的范围是30万光年（后来的研究证明这个数据是被夸大了，如果去除星际消光效应，银河系的直径只有10万光年），这比当时任何人想象的都大，而且银河系包括了整个宇宙。这就是说，旋涡星云不是“岛宇宙”，而是银河系内的天体。
另一方面乔治威利斯里奇于1917年在星云NGC 6946中发现了一颗15等的新星。随后美国另一位天文学家希伯柯蒂斯（Heber Doust Curtis，1872～1942）在星云NGC4321中找到了一颗，在NGC4321中找到两颗。在里奇宣布的新发现之后两个月，天文学家共找到11颗新星，其中有三颗属于仙女座大星云。在此基础上柯蒂斯果断地迈出了决定性的一步，估计仙女座大星云距离是100万光年，后来缩减为50光年。这样就得出来仙女座大星云为河外星系的结论。
为了对这一针锋相对争论展开更广泛的讨论，由时任威尔逊山天文台台长的海尔发起，于1920年4月26日，美国国家科学院在华盛顿的国家自然历史博物馆举办的一场著名的辩论会。沙普利和柯蒂斯作为对立的双方代表，展开了面对面的论战，这就是天文学史上有名的沙普利—柯蒂斯大辩论。这场辩论，虽然双方各自据理力争，但并未决出胜负。
哈勃从1919年开始用胡克望远镜对仙女座大星云进行一次又一次的观测。1923年威力强大的胡克望远镜帮助哈勃将星云周边的一些暗弱恒星分辨出来。
哈勃用胡克望远镜分解仙女座大星云
胡克望远镜造好之时，正是天文学家为了星云本质问题而束手无策的时候。年轻的天文学家哈勃（Edwin Powell Hubble，1889～1953）决心要把这个难题搞个水落石出。他从1919年开始用胡克望远镜对仙女座大星云进行一次又一次的观测。1923年威力强大的胡克望远镜帮助哈勃将星云周边的一些暗弱恒星分辨出来。他又利用该星云中的造父变星确定仙女座大星云的距离是90万光年（目前天文学家已经把这个距离改为220万光年），这与柯蒂斯由新星法测定的数值基本一致。
由于造父变星法较新星法更加可靠和精确，因此，哈勃的工作令人信服地证明了河外星云远在我们银河系之外，是天外之天，河外之河。从1925年到1929年，哈勃连续发表了3篇论文，阐述旋涡星云距离我们的银河系非常遥远——实际上是独立的星系，而我们的银河系则是宇宙中最大的星系（现在我们已经知道银河系只是许多星系中普通的、中等大小的旋涡星系）。
这样历时近两百年的“岛宇宙之争”终于见了分晓。从此岛宇宙假说被人们普遍地接受，星系天文学的第一页被揭开了。
只有一家玻璃制造商，就是曾为1.53米望远镜提供镜坯的那家法国公司，敢于尝试铸造一块2.54米直径的巨大镜坯。这的确是一次冒险，当1908年铸造好的玻璃镜坯抵达时，天文学家无疑认为这只是一块废品：玻璃内部净是气泡，部分玻璃还呈结晶状——这意味着这块镜子很可能根本经受不住研磨和抛光的加工过程。
玻璃厂又建造了新的熔炉并继续尝试，但到最后也没有制出一块符合望远镜质量要求的镜坯。第一次世界大战爆发，工程停顿下来，没人有时间再管这件事了。
经过这一连串的挫折，海尔又开始回头审视第一块镜坯。最终认定这些气泡离表面不太近，可能不会影响磨成的镜面。海尔又让他的助手们对镜坯进行了测试，结果发现这些气泡甚至可能会增强玻璃的强度。
海尔把这块镜坯再次交到了乔治·威利斯·里奇手中，后者又花了五年的时间，在与1.53米望远镜同样严格仔细控制的环境中磨制成功。
这是一架如此出色的望远镜! 它的总重达到了100吨，并像1.53米反射望远镜一样可以进行照相和光谱观测。圆顶、天窗和望远镜的所有运动由30只电动机完成。
这架望远镜于1917年11月1日开始使用，它代替了保持冠军头衔达75年之久的罗斯伯爵的“列维利亚”，成为当时世界上最大的望远镜。胡克望远镜凭借着它的巨大的聚光力，第一次将浩瀚的宇宙展现在人们的眼前，它功勋卓著，其中最伟大的贡献就是在结束沙普利—柯蒂斯大辩论上发挥了至关重要的作用。
沙普利—柯蒂斯大辩论
早在18世纪，人们在夜晚的天空中发现了模糊的延伸天体，最初称为星云(Nebulae）。旋涡星云成为最早的研究对象。托马斯·赖特（Thomas Wright，1711～1786）和康德（Immanuel Kant，1724～1804）曾提出，旋涡星云可能是如我们银河系一样的恒星系统。旋涡星云是银河系之外的恒星系统，这一思想就是著名的“岛宇宙假说”。
在1914年初，美国天文学家哈罗·沙普利（Harlow Shapley，1885～1972）开始对球状星团进行系列的研究，他观察星团中的造父变星，并利用其周期—光度关系，估计距离。他使用威尔逊山上的1.53米反射镜去研究一些最著名的球状星团的距离，1918年沙普利公布了他的研究结果：球状星团形成一种密集在银河系内的星团，这就是银河系的中心，它在人马座方向，太阳并不在银河系的中心，而是离开中心约有5万光年。自18世纪以后，包括威廉·赫歇尔等著名天文学家都把太阳当作银河系的中心，沙普利否定了这一传统看法，意义非比寻常，有人把它和哥白尼将地球赶出太阳系的中心相提并论。
沙普利又大胆估算银河系的范围是30万光年（后来的研究证明这个数据是被夸大了，如果去除星际消光效应，银河系的直径只有10万光年），这比当时任何人想象的都大，而且银河系包括了整个宇宙。这就是说，旋涡星云不是“岛宇宙”，而是银河系内的天体。
另一方面乔治威利斯里奇于1917年在星云NGC 6946中发现了一颗15等的新星。随后美国另一位天文学家希伯柯蒂斯（Heber Doust Curtis，1872～1942）在星云NGC4321中找到了一颗，在NGC4321中找到两颗。在里奇宣布的新发现之后两个月，天文学家共找到11颗新星，其中有三颗属于仙女座大星云。在此基础上柯蒂斯果断地迈出了决定性的一步，估计仙女座大星云距离是100万光年，后来缩减为50光年。这样就得出来仙女座大星云为河外星系的结论。
为了对这一针锋相对争论展开更广泛的讨论，由时任威尔逊山天文台台长的海尔发起，于1920年4月26日，美国国家科学院在华盛顿的国家自然历史博物馆举办的一场著名的辩论会。沙普利和柯蒂斯作为对立的双方代表，展开了面对面的论战，这就是天文学史上有名的沙普利—柯蒂斯大辩论。这场辩论，虽然双方各自据理力争，但并未决出胜负。
哈勃从1919年开始用胡克望远镜对仙女座大星云进行一次又一次的观测。1923年威力强大的胡克望远镜帮助哈勃将星云周边的一些暗弱恒星分辨出来。
哈勃用胡克望远镜分解仙女座大星云
胡克望远镜造好之时，正是天文学家为了星云本质问题而束手无策的时候。年轻的天文学家哈勃（Edwin Powell Hubble，1889～1953）决心要把这个难题搞个水落石出。他从1919年开始用胡克望远镜对仙女座大星云进行一次又一次的观测。1923年威力强大的胡克望远镜帮助哈勃将星云周边的一些暗弱恒星分辨出来。他又利用该星云中的造父变星确定仙女座大星云的距离是90万光年（目前天文学家已经把这个距离改为220万光年），这与柯蒂斯由新星法测定的数值基本一致。
由于造父变星法较新星法更加可靠和精确，因此，哈勃的工作令人信服地证明了河外星云远在我们银河系之外，是天外之天，河外之河。从1925年到1929年，哈勃连续发表了3篇论文，阐述旋涡星云距离我们的银河系非常遥远——实际上是独立的星系，而我们的银河系则是宇宙中最大的星系（现在我们已经知道银河系只是许多星系中普通的、中等大小的旋涡星系）。
这样历时近两百年的“岛宇宙之争”终于见了分晓。从此岛宇宙假说被人们普遍地接受，星系天文学的第一页被揭开了。
哈勃和胡克望远镜对星系天文学和宇宙学的贡献
星系的实际存在一旦得到最终的证实，对于它们的研究就出现了突飞猛进的新进展。哈勃靠着他的得力助手、天文学界技术最熟练的观测专家之一赫马森（Milton LasellHumason，1891～1972）的协助，用胡克望远镜去测量遥远天空的目标。他由数千年光年远的球状星团，延伸到造父变星测量所能达到的极限，也就是以300万光年为半径、包括20个星系的范围。由那里起，他再用旋涡星系旋臂中的蓝色超巨星作为粗略的测量标尺，进而测量一个更远的、包括200个星系的范围，这个范围距离我们3000万光年。再往远看，他只凭着整个星系的平均固有亮度，粗略地估算其距离。哈勃用这种新的测量法很快探究到了当时的宇宙极限，距离超过10亿光年。
这是一次惊人的知识大突破，堪称史无前例的人类眼界的拓展。在这个过程中，哈勃推算出的河外星系之多，与银河系内的恒星数目不相上下。他发现数以百万计的星系，无论大小、形状和取向上，都不完全相同。哈勃在考虑过各种不同的情况之后，于1926年建立起来河外星系的形态分类系统，被称为哈勃分类法，以后经过修订，一直沿用至今。
哈勃在利用星系中的造父变星来计算星系与地球间距离的同时，他又量度这些星系光谱中的红移程度，不久就有了重要发现：星系显然正在一刻不停地远离我们的星球，而且距离越远，退行的速度就越快，退行的速度与距离成正比。这就是以他的名字命名的“哈勃定律”，它是大爆炸宇宙理论的首要证据。这个理论是于20世纪三十至四十年代发展起来的，已经成为现代宇宙学的主流思想。这一在宇宙学发展中具有划时代意义的事件发生于1929年。