Výskum hviezdnych sústav Stavbu našej hviezdnej sústavy, Galaxie, zacali podrobnejšie skúmat už koncom 18. a zaciatkom 19. Storocia F. W. Herschel a jeho Syn John Frederick William Herschel (Sir John, 1792-1871). V schéme F. W. Herschela z roku 1784, ešte celkom nepresnej, má Galaxia sploštený tvar a Slnko je v strede celej hviezdnej sústavy. Roku 1847 vyslovil F. G. W. Struve jasne formulovanú predstavu, že hviezdy sa koncentrujú k Mliecnej ceste, ktorou prebieha hlavná rovina celej našej hviezdnej sústavy. Porovnaním svojho teoretického odhadu poctu hviezd pozorovatelných dalekohladom so skutocne pozorovaným, ovela nižším poctom hviezd dospel Struve k záveru, že medzihviezdny priestor nemožno pokladat za absolútne priezracný. Roku 1859 sa prvýkrát zaoberal problémom rotácie celej hviezdnej sústavy Marian Albertovic Kovalskij (1821-1884). Švédsky astronóm Johann August Hugo Gyldén (1841-1896) objavil roku 1871 zákonitosti v pohyboch hviezd, ktoré by mohli byt dôsledkom rotácie Galaxie, a na základe toho urcil smer stredu našej hviezdnej sústavy. Katalógy hviezd a údaje pozorovaní, ktoré boli v tomto období k dispozícii, nestacili ešte na definitívne vyriešenie otázky skutocnej štruktúry a rotácie Galaxie. Bolo pritom zrejmé, že vzhladom na velký pocet hviezd nie je nádej získat obraz o štruktúre hviezdnej sústavy meraním presných polôh a vzdialeností všetkých hviezd. V astronomickom výskume sa tak prvý raz zacali používat štatistické metódy a štruktúra Galaxie sa zacala skúmat na základe reprezentatívnych vzoriek hviezd z rôznych smerov Galaxie. Exaktné stelárno štatistické základy výskumu Galaxie vybudovali zaciatkom 20. storocia Hugo von Seeliger (1849-1924) a J. C. Kapteyn. Ich metódy, vychádzajúce z pozorovaného poctu hviezd do urcitej hviezdnej velkosti vo vybraných smeroch oblohy (Kapteynove polia), definitívne potvrdili, že naša hviezdna sústava má velmi sploštený tvar. Slnko zostávalo nadalej v strede, resp. takmer v strede hviezdnej sústavy. Podstatný pokrok vo výskume štruktúry Galaxie dosiahol roku 1918 Harlow Shapley (1885-1972) zistením presných vzdialeností 69 gulových hviezdokôp. Shapley dokázal, že Slnko sa nachádza velmi daleko od centra hviezdnej sústavy, ležiaceho v smere súhvezdia Strelec vo vzdialenosti takmer 40 000 svetelných rokov (novšie urcené spolahlivejšie hodnoty tejto vzdialenosti sa len málo líšia od hodnoty, ktorú odvodil). Tak sa definitívne dokázalo, že Zem, planéta Slnka, nemá nijaké výsadné postavenie ani vo hviezdnej sústave. V rokoch 1926-1927 švédsky astronóm Bertil Lindblad (1895-1965) a holandský astronóm Jan Hendrik Oort (nar. 1900) objasnili kinematiku Galaxie odvodením presných matematických vztahov galaktickej rotácie a potvrdením tejto rotácie na základe pozorovaných vlastných pohybov a radiálnych rýchlostí hviezd. Postupne sa ukázalo, že Slnko so svojou planetárnou sústavou obieha okolo centra Galaxie rýchlostou 250 km/s a že jeden obeh vykoná za 230 miliónov rokov. Zo zistenej rýchlosti rotácie sa dala prvý raz spolahlivejšie urcit aj celková hmotnost Galaxie na približne 150 miliárd hmotností Slnka. Už predtým na základe štatistických výskumov prišli F. H. Seares a Pieter van Rhijn (1886-1960) k záveru, že Galaxia musí mat minimálne 30 miliárd hviezd. Roku 1930 Robert Julius Trumpler (1886-1956) potvrdil medzihviezdnu absorpciu svetla a z pozorovaní odvodil jej velkost; dôsledkom tohto objavu bola revízia stelárno štatistických prác o stavbe Galaxie, z ktorej vyplynula pre hmotnost Galaxie hodnota 150 miliárd hviezd zhodne s výsledkom štúdia galaktickej rotácie. V tom istom roku objavil americký astronóm Clyde William Tombaugh (nar. 1906) poslednú známu planétu slnecnej sústavy Pluto. Roku 1944 Walter Baade (1893-1960) zistil, že naša hviezdna sústava je komplexom zloženým z hviezdnych populácií rôzneho veku a štruktúry; roku 1947 V. A. Ambarcumian objavil skupiny velmi mladých hviezd, hviezdne asociácie. Otázka, ci je naša Galaxia jedinou hviezdnou sústavou vo vesmíre, ostávala celkom otvorená až do dvadsiatych rokov nášho storocia. V rokoch 1916-1924 sa o tomto probléme rozvinula rozsiahla a ostrá polemika, svedciaca o rozpornosti pozorovaných údajov. Roku 1920 sa uskutocnila vedecká debata pred americkou Národnou akadémiou vied medzi hlavnými predstavitelmi dvoch protichodných smerov: Heber Doust Curtis (1872-1942) obhajoval názor o existencii mnohých galaxií ("vesmírnych ostrovov"), H. Shapley bol zástancom (jedným z posledných) názoru o výnimocnosti a ojedinelosti našej hviezdnej sústavy. Otázka sa definitívne vyriešila v rokoch 1924-1925, ked Edwin Powell Hubble (1889-1953) pomocou 2,5 m dalekohladu observatória na Mount Wilsone (postaveného roku 1918) rozložil na jednotlivé hviezdy okrajové casti niektorých špirálových hmlovín a tak dokázal ich hviezdny charakter. Rozsiahly výskum vzdialených hviezdnych sústav umožnil potom coskoro vytvorit prvú klasifikáciu galaxií (Hubble, 1925), ktorá sa v podstate používa dosial: eliptické, špirálové, šošovkovité a nepravidelné galaxie. Roku 1929 prišiel Hubble na jeden z najväcších objavov astronómie nášho storocia - na rozpínanie vesmíru, ku ktorému dospel porovnaním vzdialeností galaxií s ich radiálnymi rýchlostami, odvodenými z pozorovaného cerveného posunu ich spektrálnych ciar. Radiálnu rýchlost zmeral Vesto Melvin Slipher (1875-1969) prvýkrát roku 1912 pri galaxii M 31 a neskôr i pri viacerých dalších. Hubble sa pri svojom objave opieral o merania Sliphera a Miltona Humasona (1891-1972). Objavom gulových hviezdokôp v galaxiách roku 1934 dokázal Hubble podobnost medzi špirálovými galaxiami a našou hviezdnou sústavou. Spektrálnym výskumnom galaxií sa zaoberal najmä Carl Keenan Seyfert (1911-1960), ktorý roku 1943 objavil galaxie (pomenované po nom) s búrlivými pohybmi plynových más v ich jadrových oblastiach; boli to prvé objavené galaxie s aktívnymi jadrami. V urcovaní presných vzdialeností galaxií sa dosiahol podstatný pokrok pozorovaniami na novopostavenom 5 m dalekohlade observatória na Mount Palomare (uvedený do cinnosti roku 1948). Roku 1952 W. Baade zistil, že jestvujú dva druhy premenných hviezd cefeíd, ktoré sa používali ako základ fotometrického urcovania vzdialenosti galaxií. Tento objav vyvolal revíziu škály mimogalaktických vzdialeností, a tým aj spresnenie Hubblovej konštanty, vyjadrujúcej rýchlost rozpínania vesmíru. Expanzia celého známeho vesmíru, zistená a neskôr definitívne potvrdená pozorovaniami, našla svoje teoretické vysvetlenie v nestacionárnych modeloch vesmíru, ktoré teoreticky odvodil už pred Hubblovým objavom v rokoch 1922-1924 leningradský matematik Alexandr Alexandrovic Fridman (1888-1925) na základe všeobecnej teórie relativity, sformulovanej roku 1916 geniálnym fyzikom Albertom Einsteinom (1879-1955). Nezávisle od Fridmana odvodil nestacionárne modely vesmíru Georges Edouard Lemaître (1894-1966), ktorý ich navyše dal do súvisu s objavenou expanziou vesmíru a dospel k záveru o horúcom, superhustom zaciatku vývoja nášho vesmíru. Teóriu zaciatku vývoja vesmíru mohutnou explóziou - big bangom - teoreticky dôkladne rozpracoval roku 1948 George Anthony Gamow (1904-1968). Náš vesmír sa podla tejto teórie, potvrdzovanej novšími objavmi, zacal vyvíjat približne pred 15 miliardami rokov.