概述
仙女座星系，位于仙女星座的一個巨型旋渦星系，視星等為3.5等，肉眼可見。是銀河系的近鄰。視星等為3.5等。肉眼可以見到它，狀如暗弱的橢圓小光斑。很早以前天文學家就發現了它，梅西葉在1764年8月3日為它編号。
仙女座星系是距離我們銀河系最近的大星系。一般認為銀河系的外觀與仙女座大星系十分很像，兩者共同主宰着本星系群。仙女座星系彌漫的光線是由數千億顆恒星成員共同貢獻而成的。幾顆圍繞在仙女座星系影像旁的亮星，其實是銀河系裡的星星，比起背景物體要近得多了。
仙女座星系又名為M31，因為它是著名的梅西耶星團星雲表中的第31号彌漫天體。M31的距離相當遠，從它那兒發出的光需要200萬年的時間才能到達地球。星雲中的恒星可以劃分成約20個群落，這意味着它們可能來自仙女座星系“吞噬”的較小星系。
觀測簡史
最早的仙女座星系觀測紀錄可能出自波斯的天文學家Al Sufi,他描述它是"小雲"，星圖上的标記在那個時代也是小雲。第一個以望遠鏡進行觀測和記錄是西門·馬裡烏斯，時為1612年。在1764年梅西爾将他編目為M31，并不正确地相信西門·馬裡烏斯為發現者，卻未察覺蘇菲（Al Sufi）在更加早期的工作。在1785年，天文學家威廉·赫歇爾注意到在星系的核心區域有偏紅色的雜色，使他相信這是所有星雲中最靠近的"大星雲"，并依據星雲的顔色和亮度估計(并不正确)距離應在天狼星的2,000倍之内。
威廉·哈金斯在1864年觀察仙女座星系的光譜，注意到與氣體星雲不同。仙女座星系的光譜是在頻率上連續的連續光譜上疊加上了暗線，很像是單獨的一顆恒星，因此他推論仙女座星系具有恒星的本質。在1885年，一顆超新星出現在仙女座星系(現在知道是仙女座 S)，這是第一次看見如此遙遠星系中的恒星。在當時，他的亮度被低估了，隻被認為是一顆新星，因此稱為 1885新星。
這個星系的第一張照片是以撒·羅伯斯于1887年在他坐落在英國索賽克斯郡的私人天文台拍攝的。長時間的曝光使世人第一次看見她的螺旋結構。可是，在當時這類被認為星雲的物體，一般都相信是在我們銀河系内的天體，羅伯茨也錯誤的相信M31和類似的螺旋星雲實際上都是正在形成的太陽系、衛星和誕生中的行星。M31相對于太陽系的徑向速度在1912年被斯裡佛（Vesto Melvin Slipher）在羅威爾天文台使用光譜儀測量出來。相對于太陽系每秒300公裡(186英裡/秒)的速度，這結果是當時最快的速度記錄。
發現過程
1786年，F.W.赫歇耳第一個将它列入能分解為恒星的星雲。1924年，哈勃在照相底片上證認出仙女座星系旋臂上的造父變星，并根據周光關系算出距離，确認它是銀河系之外的恒星系統。1944年，巴德又分辨出仙女座星系核心部分的天體，證認出其中的星團和恒星。
M31在天文學史上有着重要的地位。1786年，赫歇耳第一個将它列入能分解為恒星的星雲。1924年，哈勃在照相底片上證認出 M31旋臂上的造父變星，并根據周光關系算出距離，确認它是銀河系之外的恒星系統。現代測定它的距離是 670千秒差距(220萬光年)。直徑是 50千秒差距（16萬光年），為銀河系的兩倍，是本星系群中最大的一個。1944年，巴德又分辨出 M31核心部分的天體，證認出其中的星團和恒星,并指明星族的空間分布與銀河系相。M31旋臂上是極端星族I，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星協、電離氫區。在星系盤上觀測到經典造父變星、新星、紅巨星、行星狀星雲等盤族天體。中心區則有星族Ⅱ造父變星。暈星族成員的球狀星團離星系主平面可達30千秒差距以外。近年來還發現,M31成員的重元素含量，從外圍向中心逐漸增加。這種現象表明，恒星抛射物質緻使星際物質重元素增多的過程，在星系中心區域比外圍部分頻繁得多。
1914年皮斯探知M31有自轉運動。1939年以來曆經巴布科克等人的研究，測出從中心到邊緣的自轉速度曲線，并由此得知星系的質量。據目前估計，M31的質量不小于 3.1×1011個太陽質量，比銀河系大一倍以上，是本星系群中質量最大的一個。M31的中心有一個類星核心，直徑隻有25光年,質量相當于107太陽，即一立方秒差距内聚集1500個恒星。類星核心的紅外輻射很強，約等于銀河系整個核心區的輻射。但那裡的射電卻隻有銀心射電的1/20。射電觀測指出，中性氫多集中在半徑為10千秒差距的寬環帶中。氫的含量為總質量的1％,這個比值較之銀河系的(1.4～7％)要小。由此可以認為,M31的氣體大部分已形成恒星。M31和銀河系相似，對二者進行對比研究,就能為了解銀河系的運動、結構和演化提供重要的線索。
結構狀況
以可見光下看見的形狀為依據，仙女座星系在de Vaucouleurs-Sandage延伸與擴張的分類系統下被分類為SA(s)b的螺旋星系。然而，在2MASS巡天的資料中，M31的核球呈現箱狀的形狀，這暗示著M31實際上是棒旋星系，而我們幾乎是正對着長軸的方向觀察這個星系。仙女座星系也是一個LINRER星系（低遊離核輻射線區），在分類上是一種很普通的活躍星系核。
在2005年，天文學家使用凱克望遠鏡觀察到細微的像被噴灑而向外延伸的恒星，實際上也是主星盤本體的一部分。這意味着仙女座星系的螺旋盤面比早先估計的大三倍。這個證據顯示仙女座星系盤的直徑超過220,000光年，是一張巨大且延展的星盤。早先估計的直徑是70,000至120,000光年。
仙女座星系的螺旋臂向外延伸出一連串的遊離氫區，巴德描述成"一串珍珠"。它們看似緊緊的纏繞着，但在銀河系卻是被遠遠的分隔着。 矯正過的星系圖很明确的顯示有順時針方向旋轉的螺旋臂纏繞在螺旋星系内。從距離核心大約1,600光年處有兩條連續的螺旋臂向外拖曳著，彼此間最近的距離大約是13,000光年。
外形
使用歐洲太空總署的XMM-牛頓軌道天文台發現M31有數個X射線源。羅賓·巴納德博士等人假設這些都是黑洞或中子星的候選者，将接踵而至的氣體加熱至數千萬K所輻射出的X射線。中子星和假設中的黑洞，光譜是一樣的，但是可以從質量上的差異區别出來。
仙女座星系大約有460個球狀星團，這些星團中質量最大的，被命名為梅歐 II的，綽号是G1（Gloup one），是本星系群中最明亮的球狀星團之一。它擁有數百萬顆的恒星，亮度大約是半人馬座ω－銀河系内所知最明亮的球狀星團的兩倍。 G1有幾種不同的星族，而且以一般的球狀星團來看結構也太巨大了。因此，有些人認為G1是以前被M31吞噬的矮星系殘骸。另一個巨大且明顯的球狀星團是位于西南旋臂東側一半位置上的G76。
在2005年，天文學家在M31又發現一種全新型态的星團。新發現的星團擁有成千上萬的恒星，在數量上與球狀星團相似。不同的是體積非常龐大，直徑達到數百光年，密度也低了數百倍；恒星之間的距離也遠了許多。
衛星星系
如同的銀河系，仙女座星系也有衛星星系，所知的已經有14個矮星系，最有名的、也是最容易觀測到的衛星星系是橢圓星系M32和M110。
M110看來也曾經與M31互動過，并且天文學家在M31的星系暈中發現了從這個衛星星系被剝離的富含金屬星的星流。 M110包含了一些灰塵很多的路徑，暗示最近有恒星持續的形成。這在矮橢圓星系中是不尋常的現象，因為橢圓星系通常是缺乏塵埃和氣體的。
在2006年，發現了9個星系沿着橫越過仙女座星系核心的平面延伸著，而不是随意的散布在周圍。這也許可以說明這些衛星星系有共同的起源。
星團核心
長久以來M31就被知道在核心有一個密集和緊湊的星團。在大望遠鏡下，感覺有許多模糊的星點環繞着核心。核心的亮度也遠超過最亮的球狀星團。
在1991年，Tod R. Lauer使用哈柏太空望遠鏡上的WFPC拍到了仙女座星系内核的影像。有兩個相距1.5秒差距的核心，較亮的核被标示為P1，位置偏離了星系的中心；稍暗的标示為P2，位置在星系真正的中心上，被認為是擁有10M的黑洞。
随後地基的觀測也證實了兩個核心的存在，并且推測兩著在相對的移動，其中一個是被M31吞噬，正在潮汐裂解中的小星系。包括M31在内，許多星系的核心，都是充滿了相當狂野的、劇烈變動的的區域，并且經常都以有超重質量黑洞存在其中來解釋。
Scott Tremaine提出了以下的說明來解釋雙核心： P1是在盤面上以異常軌道環繞中心黑洞的恒星投影。這異常的離心率使恒星長期逗留在軌道的遠心點上，造成了恒星的集中。P2也包含了盤面上高熱的、光譜A型恒星。在紅色的濾光鏡下，A型恒星是不明顯的，但是在藍色和紫外線下，它們會比主要的核心更為明亮，造成P2看上去比P1更為突出。
