在1610年，伽利略使用他的望遠鏡研究天空中明亮的帶狀物——銀河，並且發現它是由數量龐大，但光度暗淡的恒星聚集而成的。1755年伊曼紐爾·康得借鑒更早期由托馬斯·懷特工作完成的素描圖，推測星係可能是由數量龐大的恒星轉動體，聚集成盤狀，經由重力的牽引聚集在一起，就如同太陽係，隻是規模更為龐大。康得也猜想某些在夜空中看見的星雲可能是獨立的星係。
18世紀末，梅西爾完成了“梅西爾目錄”，收錄了103個明亮的星雲。不久之後，威廉·赫協爾也完成了收錄多達5000個星雲的目錄。1845年羅斯勳爵建造了一架新的望遠鏡，能夠區分出橢圓星係和旋渦星係，他也在這些星雲中找到了一些獨立的點，為康得早先的說法提供了證據。但是，星雲仍未能獲得一致認同是遙遠的星係，直到20世紀20年代早期哈勃使用新的大望遠鏡才獲得確認。
哈勃分辨出旋渦星係外圍中單獨的恒星，並且辨認出其中有些是“造父變星”，因而可以估計出這些星雲狀天體的距離：它們的距離實在太遠，以致不可能是銀河係的一部分。1936年哈勃製了現在被叫做“哈柏序列”，並至今使用的星係分類法。
第一位嚐試描述銀河係的形狀和太陽位置的天文學家是威廉·赫協爾。他在1785年小心地計算天空中在不同區域的恒星數目，得到了太陽係在中心的橢圓星係的圖像，這與1920年卡普坦得到的結果非常類似，隻是比較小些（直徑大約1500秒差距）。哈洛·夏普利使用另一種不同的方法，建立在球狀星團的分布上，得到了一幅完全不同的圖像：一個直徑約70000秒差距的扁平盤狀，而且太陽在遠離中心的位置上。但兩者的分析都沒有考慮到星際塵埃在銀河盤麵上造成的光線的吸收的量。羅伯特·朱利葉斯·莊普勒在1930年經由研究疏散星團確定了銀河係的圖樣。
1944年亨德力克·赫爾斯特預言氫原子會輻射出21厘米波長的微波，結果在1951年便發現來自星際氫原子的輻射線。這條輻射線允許對星係做更深入的研究，因為它不會被星際塵埃吸收，並且來自他的多普勒位移能夠映射出星係內氣體的運動。這些觀測導致轉動的假定，分辨出在星係中心的棒狀結構，配合無線電望遠鏡，在其他星係的氫原子也能被追蹤到。
1970年維拉·魯賓研究發現星係可見的總質量（恒星和氣體）不能適當說明星係中氣體的轉動速度。如今星係自轉問題已經用於解釋未能觀察到的大量暗物質。
從1990年開始，哈勃太空望遠鏡提高了觀測的效益，尤其是它確認了神秘的暗物質不可能是在星係中的暗弱小天體。哈勃深空的運用，對天空的一個區域進行極長時間的曝光，提供了宇宙中可能有多達1750億個星係的可能證據。
隨著不可見光的光譜偵測技術上的大力改進（無線電望遠鏡、紅外線攝影機、X射線望遠鏡），讓人類可以見到連哈勃太空望遠鏡也看不見的其他星係。特別是對天空中隱匿帶（天空中被銀河係遮蔽的部分）的星係巡天，揭露了相當數量的新星係。
知識小百科
星係探測大事年表
星係年表是星係、星係團和宇宙大尺度結構的年代學。
964年：波斯天文學家優素福對大麥哲倫星係的第一筆記錄。
1521年：斐迪南·麥哲倫在環球的探險中觀察到麥哲倫雲。
1610年：伽利略使用望遠鏡觀察天空上的亮帶（銀河），發現是許多暗淡的恒星。
1750年：托馬·懷特論述星係和銀河的形狀。
1755年：接續懷特的工作，伊曼努·康德臆測星係是被引力聚集在一起旋轉的恒星盤，星雲是被分離的星係。
1845年：威廉·帕森思發現有星雲有螺旋的形狀（即為M51）。
1918年：哈羅·沙普利顯示球狀星團分布的扁球體或暈，不是以地球為中心，正確地說，它是以銀河係的中心為中心的。
1920年：哈羅·沙普利和希伯·柯蒂斯辯論螺旋星雲是否在銀河係之內。
1923年：愛德·哈勃在仙女座星係發現“造父變星”，解決了沙普利-柯蒂斯之爭。
1930年：Robert Trumpler利用疏散星團的吸收譜線對銀河平麵上的星際塵埃進行定量觀察，這種吸收對早期的銀河係模型造成極大的困擾。
1932年：卡爾·央斯基發現來自銀河中心的電波噪音。
1933年：弗裏茨·茲威基將維裏定理運用在後發座星係團，獲得看不見的物質存在的證據。
1936年：愛德文·哈勃提出螺旋、棒旋、橢圓和不規則星係的分類法。
1939年：Grote Reber發現天鵝座A電波源。