През 1917 г. американецът Ричи от обсерваторията Маунт Уилсон наблюдавал Нова звезда от 15 зв.в върху фотоплака на мъглявината NGC 6946. Той преразгледал и стари плаки на М 31 в Андромеда. Открил още две Нови звезди.

В същото време в Ликската обсерватория Къртис открива други 3 Нови в мъглявини. От наблюдаваните до това време 11 избухвания на Нови звезди в 7 от мъглявините, Къртис се опитал да определи разстоянията, предполагайки че всички Нови в максимума на блясъка си имат еднакви стойности на абсолютните звездни величини. Така той определил, че разстоянието до спираловидната мъглявина в Андромеда е 500 000 св.г. -–няколкократно по-голямо от размерите на Млечния път.

Мнозина се усъмнили в оценките на Къртис, тъй като той не взел под внимание избухналата на 20 август 1885 г. в центъра на М 31 звезда с абсолютна звездна величина много по-голяма от тази на Новите - /-16/. По-късно Бааде и Минковски разграничават Новите от въведените от тях Свръхнови избухващи звезди. Регистрираната в центъра на М 31 звезда е Свръхновата с обозначение– S And 1885.

На 26 април 1920 г. в Националната академия на науките във Вашингтон бил организиран публичен диспут – т.н. Голям спор за “островните вселени”. Главни опоненти били Къртис – “за” и Шепли – “против” “островните вселени”.

В науката фактите не се установяват чрез спорове, но такива диспути очертават проблема, дефинират го и насочват вниманието на мнозина към разрешаването му.

4 години по-късно – през 1924 г. - не диспутът, а наблюденията на Едуин Хъбъл решили проблема. Той открива Цефеиди в М 31 и използва метода на Цефеидите – доста по-развит и признат по онова време от метода на Новите на Къртис. Хъбъл получава, че разстоянието до М 31 в Андромеда е 900 000 св.г. – все още далеч от сега приетото разстояние от 2,5 млн св.г, но недвусмислено доказващо, че разстоянието до тази най-близка спираловидна мъглявина наистина няколкократно надвишава самите размери на Млечния път /100 000 св.г./.

Хъбъл става основоположник на нов дял в астрономията – ГАЛАКТИЧНАТА АСТРОНОМИЯ, с рождената 1924 година.

КЛАСИФИКАЦИЯ НА ГАЛАКТИКИТЕ

Още през 1620 г. английският философ Франсис Бейкън казва, че всяка наука започва с класификация. Подредбата по форма, големина, спектър и др. подходящо подбран признак, изявяващ съществени особености, дава повод за размисъл върху природата на обектите.

Месие се опитал да опише мъглявините по форма и яркост. Уилям Хершел и синът му Джон Хершел били убедени, че ако успеят да подредят мъглявините морфологически ще успеят да стигнат до идея за тяхната еволюция. Йохан Драйер също се опитал да въведе подходяща класификация на мъглявините, както и немецът Макс Волф, който използвал снимки на Хайделбергската обсерватория, но това били както галактични, така и извънгалактични мъглявини.

През 1925 г. Едуин Хъбъл предлага своя морфологична класификация на галактиките, която се използва и досега с допълнения и уточнения. Основавайки се на множество снимки само на извънгалактичните мъглявини, правени с най-големите за времето си телескопи - с 1,5 и 2,5-метрови огледала в обсерваторията Маунт Уилсън, Хъбъл разделил галактиките на: