1845年，英國一位業餘天文愛好者威廉·帕森斯(羅斯伯爵)製成1具口徑180厘米的反射望遠鏡，用這具望遠鏡觀測，他將許多赫歇耳未能分解的星雲分解為星，並發現獵犬座M51星雲具有旋渦結構。河外星係是否存在的問題又一次引起人們的關注，但僅靠目視觀測還不能解決星雲的物理性質。
1864年英國天文學家哈根斯開始用光譜分析的方法觀測星雲。他說：“我於1864年8月29日的夜晚將望遠鏡第一次瞄準天龍座內的行星狀星雲，我從分光鏡觀測，出乎我的意料之外，並沒有看見光譜!隻有一條明線，過了一會真正的解釋閃過我的腦海，星雲隻發單色光。”後來他又陸續觀測到許多星雲均呈現出明線光譜。最後他宣布揭開了星雲之謎：“它們不是一群恒星而是一團發光的氣體。”雖然他也觀測到有些星雲如M31的光譜類似恒星光譜，但他未予重視而堅持一切星雲都是氣體的觀點。所以直到19吐紀末許多天文學家都未意識到河外星係的存在而認為銀河係便是整個宇宙。
1885年在仙女座大星雲核心出現一顆“新星”，這對星雲是，由恒星構成的見解提供一個證據，但當時人們提出一種看法，認為這顆新星的發亮是由於它和氣體相撞擊而發亮，就像一顆流星體闖入地球大氣而發光一樣。仍把M31看做是一團氣體。
照相術用於天文觀測之後，發現了很多星雲的細節。1888年英國天文家羅們茨拍攝到仙女座大星雲具有旋渦結構，人們把這類星雲稱為旋渦星雲。1899年拍攝出M31的光譜，發現其光譜裏出現了像太陽光譜裏那樣的暗線，因此人們猜想M31可能是遙遠的像銀河係那樣的恒星係統。但到1912年人們又發現反射星雲也呈現出恒星光譜那樣的吸收線光譜。總之，無淪是用大望遠鏡分析還是光譜分析都不能決定性地判定星雲是河外的還是河內的。能被分解為恒星的星雲可能是星團，其光譜和恒星光譜類似的不一定是河外星係，可能是反射星雲。隻有測定出銀河係的大小和旋渦星雲的距離才能真正解決河外星係是否存在的問題。如果旋渦星雲的距離小於銀河係的直徑，星雲是河內天體，反之，則是河外天體。
1918年美國天文學家沙普利把球狀星團當作銀河係的邊界，利用球狀星團中的造父變星的周光關係，測定出球狀星團的距離，從而得出銀河係的直徑為26萬光年。(由於未考慮星際消光，這個數字被誇大了)。在他之前人們測定一些旋渦星雲的距離或者方法失當，或者測量不精確，普遍被縮小了。都小於他所測定的銀河係的直徑。因此沙普利反對河外星係的見解。另一方麵，美國天文學家柯蒂斯等陸續在一些旋渦星雲中找到了不少新星。他假定這些新星亮度極大時的絕對星等和銀河係中的新星一樣，比較它們的視星等就可定出旋渦星雲的距離，結果表明，它們是很遙遠的，遠遠超出銀河係的範圍。因此他斷定這些旋渦星雲是河外星係。1920年4月沙普利和柯蒂斯在華盛頓舉行一次科學辯論，在當時，雙方的論據都不夠充分，結果各抒己見沒有得出最終的正確結論。
1923年美國天文學家哈勃用當時世界上最大的望遠鏡照相觀測將仙女座大星雲外圍部分分解為單個的恒星，並從中證認出幾顆造父變星。於是他利用造父變星的周光關係，推算出仙女座星雲的距離約為50萬光年(由於他采用的周光關係零點不精確，這個距離數據比實際的距離數據要小得多)，遠遠大於沙普利所估計的銀河係的直徑，後來在其他星雲中也發現了一些造父變星，據它們測定出那些星雲的距離更為遙遠。1924年哈勃宣布了這一發現，最後確認了仙女座大星雲的河外地位。
根據現在的測定，仙女座大星雲距離為220萬光年，線直徑為17萬光年。1914年庇斯測出了它的自轉。1949年由美國天文學家巴布柯克等人的研究確定它的質量約為4×1011太陽質量。