No todos los astrónomos aceptaron las ideas de Shapley sino por el contrario la mayoría apoyaba el modelo de Kapteyn. Uno de los mayores críticos de Shapley fue H.D. Curtis del Observatorio de Lick y un líder en el estudio de las nebulosas espirales. Éste estaba convencido que las espirales eran sistemas externos a nuestra Galaxia, pero creía que el tamaño de ésta era el del universo de Kapteyn. En Abril de 1920, Curtis y Shapley se encontraron en la Academia Nacional de Ciencias, esta reunión se conoce con el nombre del gran debate de la Astronomía. Los dos problemas principales discutidos fueron: 1) el tamaño de nuestra Galaxia y la escala de distancias dentro de ella y 2) las distancias a las nebulosas espirales y en consecuencia sí eran o no sistemas extragalácticos.

Respecto a la primera cuestión Shapley esgrimió los argumentos que ya hemos descrito y que son correctos, los de Curtis hoy día sabemos que fueron erróneos, ya que argüía que las estrellas rojas de Shapley eran enanas y son en realidad gigantes rojas muy luminosas. Concerniente a la segunda cuestión Curtis sostuvo que las nebulosas espirales eran galaxias como la nuestra y que estaban situadas a distancias que iban desde 150 kpc para Andromeda hasta los 3000 kpc para las más distantes. Shapley mantuvo la opinión de que las espirales estaban relativamente más cerca y que no eran comparables en tamaño a nuestra Galaxia. Shapley estuvo equivocado en esta segunda cuestión. Al final del gran debate las opiniones de los astrónomos permanecieron divididas.

La naturaleza de las nebulosas espirales fue aclarada definitivamente en 1923 por E. Hubble, que trabajando en el Observatorio de Monte Wilson, descubrió estrellas variables Cefeidas en una nebulosa espiral cercana M31, por la relación entre el periodo y el brillo (módulo 5, unidad 3) obtuvo un valor de 300 kpc para su distancia. Así Hubble estableció definitivamente la existencia de las galaxias espirales.

La cuestión de la naturaleza de nuestra Galaxia fue finalmente establecida por consideraciones cinemáticas y dinámicas. B.Lindblad en 1926 corroboró la localización del centro galáctico realizada por Shapley y desarrolló un modelo matemático para la rotación de nuestra Galaxia alrededor de un eje que pasa por su centro.

En apoyo del gran tamaño de nuestra Galaxia, Lindblad proporcionó un argumento en contra del universo de Kapteyn. La masa total calculada a partir del modelo de Kapteyn produce un campo gravitacional demasiado débil para retener a los cúmulos globulares como miembros ligados a la Galaxia. La velocidad observada de estos objetos respecto al Sol es del orden de 250 km/s que es mucho mayor que la velocidad de escape del modelo de Kapteyn. Pero en nuestra Galaxia se encuentran un gran número de cúmulos globulares luego o se forman muy rápidamente para compensar a los que escapan o son realmente miembros permanentes de la Galaxia y están ligados por fuerzas gravitacionales más intensas que las predichas por el modelo de Kapteyn. Como los cúmulos globulares son muy masivos, parecía muy improbable que pudiesen formarse tan rápidamente como para compensar su perdida y Lindblad se inclinó por la segunda alternativa que implica una Galaxia mucho mayor y mas masiva que la del modelo de Kapteyn.

En 1944 W. Baade abrió un nuevo campo en el estudio de las galaxias, cuando pudo resolver en estrellas los núcleos de las galaxias espirales M31, M32 y NGC 205 y de las elípticas NGC 147 y NGC 185. Baade encontró que las estrellas más brillantes de los sistemas esferoidales eran gigante rojas y de un carácter totalmente diferente de las brillantes supergigantes azules que se encuentran situadas en los brazos espirales. Baade, entonces clasificó las estrellas en poblaciones, describió la Población I como la constituida por objetos asociados a los brazos espirales, son muy luminosos y como ejemplos tenemos las estrellas jóvenes y calientes de tipo espectral O y B, las variables Cefeidas y regiones HII (nebulosas de emisión). La Población II está compuesta de objetos encontrados en la componente esferoidal de las galaxias, esto es, en el bulbo y en el halo.

La noción de poblaciones estelares ha sido muy útil y ha conducido a un importante avance en el conocimiento de la estructura y evolución de las galaxias. Por ejemplo, los objetos de la Población I asociados con la estructura espiral pueden utilizarse como trazadores de esta estructura de nuestra Galaxia. El concepto de población estelar es también muy importante en la teoría de evolución estelar, encontrándose que los objetos de la Población II son todos viejos con edades estimadas casi igual a la del Universo, mientras que los objetos de la Población I muestran un amplio rango de edades.