仙女星系是一個位于仙女座方向的棒旋星系，直徑約22萬光年，距離地球有765千秒差距(250萬光年)，是距離銀河系最近的大星系之一。仙女星系最初被命名為仙女星云，并被編號為M31、UGC454和NGC224等。仙女星系位于飛馬大四邊形東北方近鄰的仙女座。該星系的名字源于它出現(xiàn)在地球天空中仙女座所在的區(qū)域，而仙女座本身是以希臘神話中的公主、珀耳修斯的妻子命名的。
仙女星系的質(zhì)量約為1.14萬億倍太陽質(zhì)量(2.0×1042公斤)。這兩個星系的質(zhì)量都很難準確估計，但曾經(jīng)很長時間內(nèi)仙女星系的質(zhì)量被認為比銀河系多25%到50%。直到21世紀初對此產(chǎn)生質(zhì)疑，研究表明仙女星系的質(zhì)量可能相對較低，銀河系的質(zhì)量則可能相對較高。而仙女星系是本星系群中最大的成員。??斯皮策太空望遠鏡（Spitzer Space Telescope）的觀測顯示仙女星系有將近一兆顆恒星，數(shù)量遠比銀河系多。
銀河系和仙女星系預計將在大約30億至40億年內(nèi)相撞，仙女星系正以每秒300公里的速度朝向銀河系運動，從而可能并合形成一個巨大的橢圓星系，或形成一個巨大的透鏡狀星系。作為M99中最亮的天體之一，仙女星系的表面亮度達3.4星等，即使在中度光污染的無月之夜，也可以從地球上肉眼看到。
觀測歷史
從歷史上來看，仙女座星系在黑暗的天空下是肉眼可見的;因此，不能說它是由某一個人“發(fā)現(xiàn)”的。大約在公元964年，波斯天文學家阿卜杜勒·拉赫曼·蘇菲（null：????????? ?????，null：??? ?????? ???????）。是第一個正式描述仙女座的人，他在自己的《恒星》一書中將其稱為“模糊的斑點”或“小云”。彼時的星圖也將其標記為小云。1612年，德國天文學家西蒙·馬里烏斯（Simon Marius）根據(jù)望遠鏡觀測對仙女星系進行了早期描述。1745年，皮埃爾·路易斯·莫佩爾圖瓦（Pierre Louis Maupertuis）推測這個模糊的斑點是一個島嶼宇宙。1764年，查爾斯·梅西耶（Charles Messier）將仙女座編目為M31天體，并不恰當?shù)貙?a href="/hebeideji/3909854133525331747.html">馬里烏斯記載為發(fā)現(xiàn)者，盡管它是肉眼可見的。1785年，天文學家威廉·赫歇爾（William Herschel）注意到仙女座核心區(qū)域有偏紅色的雜色，顏色較為淡。他認為仙女座是所有“大星云”中距離我們最近的星云，而根據(jù)星云的顏色和亮度，他錯誤地推測出仙女星系距離我們不超過天狼星距離的2000倍，大約或為18000光年（5.5千秒差距）。
1864年，威廉·哈金斯（William Huggins）指出，仙女座星云的光譜與氣態(tài)星云不同。仙女座的光譜顯示出連續(xù)光譜，并疊加暗線，這將有助于識別天體的化學成分。仙女座的光譜與單個恒星的光譜非常相似，由此推斷出仙女座具有恒星性質(zhì)。1885年，在仙女座星系發(fā)現(xiàn)了一顆超新星（稱為仙女S超新星），這是該星系中觀察到的第一顆也是迄今為止唯一一顆超新星，這是第一次看見如此遙遠星系中的恒星。當時它被稱為“新星1885”。1888年，艾薩克·羅伯茨拍攝了第一張仙女座星云的照片，當時人們普遍認為仙女座星云是銀河系中的一個星云。羅伯茨誤以為仙女座和類似的“螺旋星云”是正在形成的恒星系統(tǒng)。1912年，維斯托·斯里弗爾使用光譜學測量仙女座相對于太陽系的徑向速度，這是迄今測量到的最大速度，為300公里/秒（190英里/秒）。
觀測與探測
從地球上觀測到的月亮和仙女星系的大小。因為這個星系不是很亮，所以它的大小不明顯。仙女星系在東北方向的天空中看起來是紡錘狀的橢圓光斑，在大多數(shù)觀測條件下，是裸眼可以看到的最遙遠的天體之一（M33和波德星系可以在非常黑暗的天空中看到）。這個星系通常位于天空中的仙后座和飛馬座附近。在北半球秋天的夜晚，當仙女座從高空掠過時最容易看到，其在十月的午夜時分達到最高點，之后的每個月都會提前兩個小時。它在九月的傍晚時分從東方升起，在二月的傍晚時分從西方落下。在10月到12月，可以從南半球看到仙女星系，最好是盡可能的從北方觀看。雙目望遠鏡可以展示出一些更大的星系結(jié)構(gòu)和它的兩個最亮的衛(wèi)星星系，M32和M 110。而業(yè)余望遠鏡可以看到仙女星系盤、一些最明亮的球狀星團、黑暗的塵埃帶和大星云NGC206。
形成與演化
自10世紀以來，仙女星系就已為人熟知。其曾經(jīng)出現(xiàn)在《恒星之書》中，它在該書中首次被描述為一朵“小云”。
17世紀，德國天文學家馬里烏斯用望遠鏡辨認出了仙女星系，他與伽利略·伽利萊同期，曾為木星的四顆大衛(wèi)星命名。
18世紀，伊曼努埃爾·康德（Immanuel Kant）認為，仙女星系中的星云可能是銀河系之外的巨大恒星系統(tǒng)，這一見解直至20世紀初仍未得到證實。另一假說認為，星云乃銀河系內(nèi)部氣體塵埃云形成恒星的區(qū)域。上世紀20年代，愛德文·哈勃使用威爾遜山天文臺新造的100英寸（2.54米）望遠鏡，在仙女座星云的外區(qū)認出了個別的恒星，問題獲得解決。
這些恒星中有些是造父變星。由于造父變星的變化與它們的絕對星等有關(guān)，所以哈勃空間望遠鏡得以從它們的視亮度計算出到仙女座星系的距離，由此證明它確實是另外一個獨立的星系。
哈勃估計的距離，后來主要通過沃爾特·巴德（Walter Baade）的研究，幾經(jīng)修正而有所增大。哈勃的工作證實了銀河系不過是許許多多星系中的一個而已，宇宙遠遠伸展到了銀河系邊界以外。在700千秒差距距離上，仙女星系的直徑將是50千秒差距，大致比我們的銀河系大一倍，約含4000億顆恒星。
一般認為銀河系的外觀與仙女座大星系十分相像，兩者共同主宰著本星系群。仙女座大星系彌漫的光線是由數(shù)千億顆恒星成員共同貢獻而成的。幾顆圍繞在仙女座大星系影像旁的亮星，其實是我們銀河系里的星星，比起背景物體要近得多了。仙女座大星系又名為M31，因為它是著名的梅西耶星團星云表中的第31號彌漫天體。星云中的恒星可以劃分成約20個群落，這意味著它們可能來自仙女座星系“吞噬”的較小星系。
仙女座星系的直徑至少是50千秒差距（16萬光年），為銀河系直徑的1.6倍（銀河系直徑為十萬光年），是本星系群中最大的一個星系。仙女座星系和銀河系有很多的相似，對二者的對比研究，能為了解銀河系的運動、結(jié)構(gòu)和演化提供重要的線索。
仙女座大星云是秋夜星空中最美麗的天體，也是第一個被證明是河外星系的天體，還是肉眼可以看見的最遙遠的天體。暗物質(zhì)，可能是在這個集團中質(zhì)量最大的。斯皮策太空望遠鏡觀測顯示仙女星系有將近一兆（一萬億）顆恒星，數(shù)量遠比我們的銀河系多。在2006年重新估計銀河系的質(zhì)量大約是仙女座星系的50%，大約是太陽質(zhì)量（符號：M☉）。
仙女座在適度黑暗的天空環(huán)境下很容易用肉眼看見，但是如此的天空僅存在于小鎮(zhèn)、被隔絕的區(qū)域、和離人口集中區(qū)域很遠的地方，只受到輕度光污染的環(huán)境下。肉眼看見的仙女座星系非常小，因為它只有中心一小塊的區(qū)域有足夠的亮度，但是這個星系完整的角直徑有滿月的七倍大。
由哈佛大學科學家領(lǐng)導的一個國際研究團隊，借助暗能量光譜儀器(DESI)，發(fā)現(xiàn)了一個新證據(jù)，表明仙女星系內(nèi)曾經(jīng)發(fā)生過一次大型“星系移民”事件。這是科學家首次在銀河系外其他星系內(nèi)發(fā)現(xiàn)“星系移民”，相關(guān)結(jié)果將刊發(fā)于《天體物理學雜志》。
“島宇宙”假說
“島宇宙”一詞最早由德國博物學家亞歷山大·馮·洪堡1850年出版的著作《宇宙》第三卷中，它提出了一種宇宙結(jié)構(gòu)圖象，將宇宙比喻為大海，銀河系和其他類似天體系統(tǒng)則是海洋中的小島。
1584年，意大利人布魯諾明確提出宇宙是無限的，恒星都是遙遠的太陽，太陽只是無數(shù)個恒星中的一員。1750年，英國天文學家賴特指出，銀河和所有觀測到的恒星構(gòu)成一個巨大的扁平狀天體系統(tǒng)，由于太陽連同地球位于這一系統(tǒng)的內(nèi)部，從不同方向觀測才看到了銀河和離散分布的點點繁星。
在1755年，德國利奧六世伊曼努爾·康德（Immanuel Kant）在他的《宇宙自然史和天堂理論》一書中提出了銀河系只是眾多星系之一的假設(shè)，明確提出“廣大無邊的宇宙”之中有“數(shù)星無限的世界和星系”，這一思想就是“宇宙島假說”。
1917年，柯蒂斯（Heber Curtis）在仙女座內(nèi)部觀測到一顆新星。當搜索照片記錄時又發(fā)現(xiàn)了11顆新星。柯蒂斯注意到，這些新星平均星等比天空其他區(qū)域出現(xiàn)的新星暗10級，由此他得出到仙女座500,000光年（3.2×1010天文單位）的距離估算。雖然這個估計比現(xiàn)在最好的估算低了大約五倍，但它是第一個已知的具有正確數(shù)量級的到仙女座距離的估計（即該估計在當前高精度估計的十倍以內(nèi)，而當前估計距離約250萬光年）。柯蒂斯成為所謂的“島宇宙”假說的支持者：即認為螺旋星云實際上是獨立的星系。
可是，當時人們把河內(nèi)星云（即銀河星云）和河外星系（即星系）都當作星系，而且對銀河系本身的大小和形狀也沒有正確的認識。1920年，哈羅·沙普利（Harlow Shapley）和柯蒂斯（Curtis）就銀河系的性質(zhì)、螺旋星云和宇宙的維度進行了大辯論。為了支持他關(guān)于仙女星系實際上是一個外部星系的說法，柯蒂斯還提出仙女座內(nèi)部出現(xiàn)了類似于我們銀河系中的塵云的暗帶，以及對仙女座星系多普勒頻移的重大歷史觀測。1922年，恩斯特·奧皮克（Ernst ?pik）提出了一種使用其恒星測量到的速度來估計仙女座距離的方法。他的研究結(jié)果得出仙女座星云位于銀河系之外，距離約為450千秒差距（1,500千光年）。
直到1925年，愛德文·哈勃（Edwin Hubble）結(jié)束了這場爭論，當時他首次在仙女座的天文照片上發(fā)現(xiàn)了河外造父變星。通過100英寸（2.5米）胡克望遠鏡得出了上述結(jié)論，從而確定了仙女星系的距離。他的測量結(jié)果確鑿地表明，測得的特征不屬于銀河系中的星團和氣團，而是屬于一個完全獨立的星系，距離銀河系很遠。
這之后，1943年，沃爾特·巴德（Walter Baade）是第一個解析仙女座星系中心區(qū)域恒星的人。巴德根據(jù)各自的金屬度確定了兩個不同的星族，將星系圓盤中的年輕高速恒星命名為I型，將凸起中的老年紅星命名為II型。此命名法隨后陸續(xù)被用于命名銀河系內(nèi)和其他地方的恒星。（Jan Oort 早些時候已經(jīng)注意到了兩個不同星族的存在）。巴德還發(fā)現(xiàn)有兩種類型的造父變星，從而使得到仙女座以及宇宙其余天體的估計距離均增加了一倍。
1950年，仙女星系的射電輻射被卓瑞爾河岸天文臺的漢伯里·布朗和西里爾·哈扎德探測到。該星系的第一張射電圖是在1950年代由約翰·鮑德溫（John Baldwin）與在劍橋射電天文學小組的合作者制作的。仙女星系的核在2C射電天文學的星表中被稱為2C 56。2009年，微引力透鏡效應-一種由大質(zhì)量物體引起光偏轉(zhuǎn)的現(xiàn)象-的出現(xiàn)使得在仙女星系中首次發(fā)現(xiàn)行星。而利用韋斯特博克綜合孔徑射電望遠鏡、埃菲爾斯博格100米射電望遠鏡和甚大陣列對線偏振射電輻射的觀測還揭示了沿著氣體和恒星形成的“10千秒差距環(huán)”排列的有序磁場。
物理特性
星系特征
仙女星系在20億至30億年前發(fā)生重大并合，仙女座質(zhì)量比約為4的兩個星系發(fā)生主并合。最近發(fā)現(xiàn)的仙女星系的主并合，首先是基于其反常的年齡-速度彌散關(guān)系的詮釋，正如20億年前仙女座整個盤族的恒星形成比今天活躍得多。劇變碰撞的建模展示出，包括巨流、延展的厚盤、年輕的薄盤在內(nèi)，該星系（富金屬）銀暈的大部已經(jīng)形成，具有靜止的10千秒差距環(huán)。在這個時期，它的恒星形成率會很高，而到了大約一億年后就會變成一個亮紅外星系。建模還復原了了凸起輪廓、大棒和總體暈的密度輪廓。而仙女星系和三角座星系(M33)可能在20-40億年前有一段非常接近的通道，但從哈勃空間望遠鏡的最后一次觀測來看，這是不太可能的。
目前，仙女座星系以大約每秒300公里（180 英里/秒）的速度靠近太陽，所以它是少數(shù)藍移的星系之一。如果將太陽系在銀河系內(nèi)的速度考量進去，會發(fā)現(xiàn)仙女星系以100～140公里/秒(62–87 英里/秒)的速度接近銀河系。即使如此，這并不意味著未來會和銀河系發(fā)生碰撞，不過根據(jù)2015年最新觀測數(shù)據(jù)認為，銀河系可能正在以每秒200公里的速度靠近M31。即使會發(fā)生碰撞，也是30億（±10）年后的事情。在這種情況下，兩個星系會合并成一個更巨大的星系。在星系群中這種事件是經(jīng)常發(fā)生的。1953年，當人們發(fā)現(xiàn)了另一種更暗的造父變星時，我們距仙女星系的距離估計值增加了一倍。在20世紀90年代，基于依巴谷衛(wèi)星測量的標準紅巨星和紅團簇星都被用來標定造父變星的距離。
距地距離
至少有四種不同的方法被用來估計從地球到仙女星系的距離。2003年，利用紅外面亮度起伏(I-SBF)，在(O/H)中以?0.2MAg Dex?1調(diào)整新的周光值和金屬度校正值，得到了2.57±0.06億光年(1.625×1011±3.8×109個天文單位)的估算值。2004年的造父變星方法估計的距離為251 ±13萬光年(770±40千秒差距)。
2005年，包括Ignasi Ribas（西班牙研究委員會，CSIC、卡塔龍尼亞的太空研究學院）和他的同事在內(nèi)的一群天文學家，宣布在仙女星系發(fā)現(xiàn)了一顆食雙星（編號M31VJ00443799+4129236）。雙星是O型和B型的兩顆熱藍色恒星，研究得知食的周期是3.54969日，通過研究這些恒星的日食，天文學家能夠測量它們的大小。知道了恒星的大小和溫度，就能測量它們的絕對星等。當目視星等和絕對星等已知時，就可以計算出與恒星的距離。兩顆恒星的距離地球為2.52×106±0.14×106光年(1.594×1011±8.9×109光學單位)，整個仙女星系距離地球約為2.5×106光年(1.6×1011 光學單位)。這新的數(shù)值被認為比早先單獨使用造父變星測量的距離更為精準。除此之外，2005年還采用了TRGB法，得到的距離為2.56×106±0.08×106光年(1.619×1011±5.1×109光學單位)。
質(zhì)量
到2018年時，仙女星系的星暈（包括暗物質(zhì)）的質(zhì)量估計值約為1.5×1012太陽質(zhì)量（M☉），而相對應的，銀河系的質(zhì)量估計值約為為8×1011太陽質(zhì)量。這與早期的那些認為仙女星系和銀河系的質(zhì)量幾乎相等的測量結(jié)果是完全不同的。
2018 年，射電法重新確定星系的同等質(zhì)量約為 8×1011太陽質(zhì)量。2019年開始基于逃逸速度和null質(zhì)量測算，計算得出仙女星系為0.8×1012太陽質(zhì)量，但這只是銀河系2019年計算更新的質(zhì)量、1.5×1012太陽質(zhì)量的一半。而到了2006年，仙女星系的球體被確定為具有比銀河系更高的恒星密度，其星系恒星盤的直徑估計約為銀河系恒星盤直徑的兩倍。仙女星系的總質(zhì)量估計在8×1011太陽質(zhì)量和1.1×1012太陽質(zhì)量之間。M31恒星質(zhì)量為10-15×1010太陽質(zhì)量，其中30%的質(zhì)量分布在中央凸起，56%分布在圓盤中，其余14%分布在恒星暈中。
除恒星外，仙女星系的星際介質(zhì)中還含有至少7.2×109太陽質(zhì)量的中性氫，至少3.4×108太陽質(zhì)量的氫分子（在星系最內(nèi)層的10千秒差距內(nèi)）和5.4×107太陽質(zhì)量的塵埃。
仙女星系被一個熱氣體大質(zhì)量暈包圍，大質(zhì)量暈估計包含星系中恒星質(zhì)量的一半。這個幾乎看不見的暈從它的宿主星系延伸了大約一百萬光年，延伸到我們銀河系的一半。對星系的模擬表明，星暈與仙女星系同時形成。星暈富含比氫和氦更重的元素，由超新星形成，其特性正如星系色等圖中“綠谷”的所預期的星系特性。超新星在仙女星系充滿恒星的圓盤中爆發(fā)，并將這些較重的元素噴射到太空中。在仙女星系的壽命中，其恒星產(chǎn)生的近一半的重元素被拋射出，遠遠超出了星系中直徑為20萬光年的恒星盤。
光度
與銀河系相比，仙女星系大多數(shù)恒星似乎更老，其年齡>7×109年。仙女星系的估計光度為~2.6×1010太陽光度（L☉），比我們自己的銀河系高出約25%。然而，從地球上看，該星系具有很高的轉(zhuǎn)軸傾角，其星際塵埃吸收的光量未知，因此很難估計其實際亮度，而另有學者已經(jīng)給出了仙女星系光度的其他值（一些學者甚至提出它是距銀河系10兆秒差距的半徑內(nèi)第二亮的星系，僅次于絕對星等大約為-22.21的草帽星系）。
在2010年公開的斯皮策太空望遠鏡的幫助下進行的估計表明，其絕對星等（在藍色中）為-20.89（顏色指數(shù)為+0.63，轉(zhuǎn)化為絕對視星等為-21.52，而銀河系為-20.9），該波長的總光度為3.64×1010太陽光度。
銀河系中恒星的形成速度要高得多，每年仙女星系只產(chǎn)生大約一個太陽質(zhì)量，而銀河系則產(chǎn)生3-5個太陽質(zhì)量。銀河系中的新星發(fā)生率也是仙女星系的兩倍。這表明后者曾經(jīng)經(jīng)歷過一個偉大的恒星形成階段，但現(xiàn)在處于相對靜止狀態(tài)，而銀河系正處于更活躍的恒星形成階段。
根據(jù)最近的研究，仙女座星系位于星系顏色-星等圖中被稱為“綠色山谷”的區(qū)域，該區(qū)域由類似銀河系的星系組成，從“藍云”（形成新恒星的活躍星系）過渡到“紅色序列”（缺乏恒星形成的星系）。綠谷星系中的恒星形成活躍度正在放緩，因為它們在星際介質(zhì)中耗盡了產(chǎn)星氣體。在與仙女星系具有相似特性的模擬星系中，恒星形成預計將在大約50億年內(nèi)熄滅，即使考慮到由于仙女星系和銀河系之間的碰撞而導致的恒星形成速率短期增加。
星系結(jié)構(gòu)
根據(jù)其在可見光下的外觀，仙女星系被歸類德沃古勒-桑德奇螺旋星系擴展分類系統(tǒng)中的SA（s）b星系。然而，基于二微米全天中國空間站工程巡天望遠鏡（2質(zhì)量）的資料和斯皮策太空望遠鏡的紅外數(shù)據(jù)顯示，仙女座實際上是一個棒狀螺旋星系，就像銀河系一樣，仙女座的棒狀長軸相對于圓盤長軸逆時針方向旋轉(zhuǎn)55度。
天文學中有許多方法用于定義星系的大小，每種方法都可以產(chǎn)生不同的結(jié)果。最常用的是 D25 標準，即 B 譜帶星系（445 nm 波長的光，在可見光譜的藍色部分）的測光亮度的等光度達到 25 mag（貝克）/arcsec（角秒）2。1991年，第三亮星系表（RC3）將這一標準用于仙女座，在250萬光年的距離上產(chǎn)生了46.56千秒差距（152,000光年）的等光度直徑。而早在1981年給出了仙女座的等光度直徑為54千秒差距（176,000光年）的估計。
基于凱克望遠鏡在2005年的一項研究表明，存在著從星系向外延伸的少量微弱的恒星或星系暈。這個光環(huán)中的恒星與仙女座主星系盤中的恒星不同，它們表現(xiàn)出相當雜亂的軌道運動，而主盤中的恒星則具有更有序的軌道和200公里/秒的均勻速度。從仙女座主盤向外延伸有直徑為67.45千秒差距（220,000的光年）的漫星暈。
該星系相對于地球的傾斜度估計為77°（其中90°為側(cè)向）。對星系橫截面形狀的分析似乎顯示出明顯的S形翹曲，而不僅僅是一個扁平的盤。這種翹曲可能是由與仙女星系附近衛(wèi)星星系的引力作用引起的。星系M33可能是仙女座手臂上翹曲的原因，盡管需要考慮更精確的距離和徑向速度。
光譜研究提供了仙女星系自轉(zhuǎn)速度與核心徑向距離的函數(shù)的詳細測量。自轉(zhuǎn)速度在距核心1,300光年（82,000,000 天文單位）處的最大值為225公里/秒（140英里/秒），在距核心7,000光年（440,000,000天文單位）處，其最小值可能低至50公里/秒（31英里/秒）。再往外，距核心距離上升到半徑33,000光年（2.1×109天文單位），旋轉(zhuǎn)速度達到250公里/秒（160英里/秒）的峰值。超過這個距離，速度緩慢下降，在距核心距離80,000光年（5.1×109天文單位）時下降到約200公里/秒（120英里/秒）。這些速度測量表明核中大約有 6×109太陽質(zhì)量的集中質(zhì)量。星系的總質(zhì)量線性增加到45,000光年（2.8×109天文單位），超過此半徑后增速放緩。
仙女星系的旋臂由一系列HII區(qū)域勾勒出輪廓，沃爾特·巴德（Walter Baade）首先對其進行了非常詳細的研究，并將其描述為“弦上的珠子”。他的研究表明，兩個螺旋臂似乎在緊緊卷繞，盡管它們的間距比我們的銀河系更寬。他對螺旋結(jié)構(gòu)的描述中，每一個旋臂都與仙女星系的長軸交叉，如下所示。：
由于仙女星系看上去接近側(cè)向，因此很難研究其螺旋結(jié)構(gòu)。星系的矯正圖似乎顯示了一個相當正常的螺旋星系，展示出兩個連續(xù)的曳臂，它們彼此之間至少相隔約13,000光年（820,000,000光學單位），并且可以從距離核心大約1,600光年（100,000,000光學單位）的距離向外隨動。目前已經(jīng)提出了替代的螺旋結(jié)構(gòu)，如單個螺旋臂或長、纖維狀和厚旋臂的絮狀圖樣。
螺旋圖案扭曲被認為最可能是與星系衛(wèi)星M32和M 110的相互作用引起的。這可以從恒星的中性氫云的位移中看出。
1998年，來自歐洲航天局紅外空間天文臺的圖像表明，仙女星系的整體形態(tài)可能正在轉(zhuǎn)變?yōu)榄h(huán)狀星系。星系內(nèi)的氣體和塵埃通常形成若干個重疊的環(huán)，在距核心32,000光年（9.8千秒差距）的半徑處形成一個特別顯著的環(huán)，被一些天文學家昵稱為火環(huán)。這個環(huán)隱藏在銀河系的可見光圖像中，因為它主要由冷塵埃組成，而仙女星系中大部分恒星形成活動的發(fā)生都集中在那里。
后來基于斯皮策太空望遠鏡的研究表明，仙女星系的紅外螺旋結(jié)構(gòu)似乎由兩個旋臂組成，兩臂從中央棒形中出現(xiàn)并延伸到上述大環(huán)之外。然而兩臂不是連續(xù)的，其具有拼合結(jié)構(gòu)。
用同一望遠鏡仔細檢查仙女星系的內(nèi)部區(qū)域還顯示出一個較小的塵埃環(huán)，其被認為是由2億多年前與M32的相互作用引起的。模擬表明，較小的星系沿著仙女星系的極軸穿過仙女座星系盤。這次碰撞從較小的M32上剝離了一半以上的質(zhì)量，并在仙女座中形成了環(huán)狀結(jié)構(gòu)。基于梅西耶31氣體中已知的大環(huán)狀特征與新發(fā)現(xiàn)的內(nèi)環(huán)狀結(jié)構(gòu)共存，并相對質(zhì)心偏移，表明與衛(wèi)星M32的相撞基本是正面的，這是車輪星系交會的溫和版本。
對仙女星系延伸星暈的研究表明，它與銀河系大致相當，星暈中的恒星通常是“貧金屬”的，而且隨著距離的延長，這種情況越來越嚴重。這一證據(jù)表明，這兩個星系遵循了相似的演化路徑。在過去的120億年里，它們可能已經(jīng)吸積并同化了大約100-200個低質(zhì)量星系。
星系核心
眾所周知，仙女星系在其中心具有一個密集而緊湊的星團。大型望遠鏡在視覺上給人一種環(huán)繞彌散凸起中嵌入恒星的印象。1991年，哈勃空間望遠鏡用來對仙女星系的核進行成像。核由兩個相距1.5秒差距（4.9光年）的聚度組成。較亮的聚度稱為P1，其偏離星系中心。較暗的聚度P2位于星系的正中心，并具有一個黑洞，其黑洞于1993年測量為3-5×107太陽質(zhì)量，2005年測量為1.1-2.3×108太陽質(zhì)量。而測量出其周圍物質(zhì)的速度彌散≈160公里/秒（100英里/秒）。
Scott Tremaine提出，如果P1是圍繞中心黑洞的偏心軌道上的恒星盤的投影，則可以解釋觀測到的雙核。其偏心率使得恒星在軌道遠心點徘徊，從而形成了恒星聚集。據(jù)推測，這種偏心盤可能是由先前的黑洞并合形成的，其中引力波的釋放可將恒星“踢”到它們目前的偏心分布中。P2還包含一個由A型熱光譜型恒星組成的致密盤，其A型恒星在較紅的濾光片中并不明顯。在藍色和紫外線下，它們會比主要的核心更為明亮，導致P2看起來比P1更明顯。
雖然在最初被發(fā)現(xiàn)的時候，曾假設(shè)雙核中較亮的部分是一個被仙女星系“蠶食”的小星系的殘余物，但這不再被認為是一個可行的解釋，主要是因為這樣的核由于中心黑洞的潮汐擾動而具有極短的壽命。雖然在P1有自己的黑洞來實現(xiàn)穩(wěn)定的前提下這個問題可以部分解決，但P1中恒星的分布并不表明其中心有一個黑洞。
星系外形
分立源
到1968年末，仙女星系還沒有發(fā)現(xiàn)X射線。1970年10月20日的氣球飛行為從仙女星系探測到的硬X射線設(shè)定了一個上限。斯威夫特突發(fā)警報望遠鏡中國空間站工程巡天望遠鏡成功地探測到了來自距星系中心6角秒的中心區(qū)域的硬X射線。后來，25kev（電子伏特）以上的發(fā)射被發(fā)現(xiàn)來自一個名為3XMM J004232.1+411314的單一源，并被確定為一個雙星系統(tǒng)，其中一個致密天體(中子星或黑洞)從恒星中吸積物質(zhì)。
據(jù)歐洲航天局(ESA)XMM-牛頓軌道天文臺的觀測，在仙女星系已經(jīng)探測到多個X射線源，羅賓·巴納德等假設(shè)黑洞或中子星的候選體將進入的氣體加熱到數(shù)百萬電子伏特并發(fā)出X射線。中子星和黑洞主要是通過測量它們的質(zhì)量來區(qū)分。核光譜望遠鏡陣列（NuSTAR）太空任務的觀測計劃確定了星系中40個此類天體。2012年，在仙女星系中探測到了一個較小黑洞輻射的射電爆發(fā)--微類星體。前身黑洞位于星系中心附近，約有10太陽質(zhì)量，它是通過歐洲航天局的XMM-牛頓望遠鏡探測到的數(shù)據(jù)得出的，隨后美國航空航天局的雨燕伽瑪射線爆計劃和錢德拉X射線天文臺觀察到了甚大陣和甚長基線陣。這是此類微類星體首次在仙女星系內(nèi)觀測到，也是首次在銀河系外觀測到。
大約有460個球狀星團與仙女星系有關(guān)。這些星團中質(zhì)量最大的星團被確定為Mayall II，稱為球狀一號，其比本星系群中任何其他已知的球狀星團具有更大的光度。它包含數(shù)百萬顆恒星，光度大約是銀河系中已知最亮的球狀星團、半人馬座歐米茄星團的兩倍。球狀一號（或G1）有若干恒星群，其結(jié)構(gòu)對于普通的球狀星團來說太大了，以至于一些人認為G1是在遙遠的過去被仙女座吞噬的矮星系的遺跡核心。表現(xiàn)出最大光度的球狀星團是G76，其位于西南臂的東半部。另一個巨大的球狀星團命名為037-B327，其于2006年被發(fā)現(xiàn)，被仙女星系的星際塵埃重度紅化，被認為比G1質(zhì)量更大，是本星系群中最大的星團；然而，另有研究表明，該星團實際上在性質(zhì)上與G1相似。
與銀河系的球狀星團顯示出相對較低的年齡分布不同，仙女星系的球狀星團的年齡范圍要大得多：從與星系本身一樣古老的系統(tǒng)到更年輕的系統(tǒng)，年齡在幾億年到五十億年之間。
2005年，天文學家在仙女星系中發(fā)現(xiàn)了一種全新的星團。新發(fā)現(xiàn)的星團包含數(shù)十萬顆恒星，這些恒星的數(shù)量與球狀星團中的恒星數(shù)量相似。它們與球狀星團的區(qū)別在于它們要大得多——幾百光年寬——密度低數(shù)百倍。因此，在新發(fā)現(xiàn)的擴展星團中，恒星之間的距離要大得多。
仙女星系中質(zhì)量最大的球狀星團B023-G078可能有一個質(zhì)量約為100,000太陽質(zhì)量的中央黑洞。
衛(wèi)星星系
像銀河系一樣，仙女星系有超過20個已知的矮星系組成的衛(wèi)星星系。仙女星系的矮星系群與銀河系的非常相似，但星系數(shù)量要多得多。最著名和最容易觀測到的衛(wèi)星星系是M32和M 110。根據(jù)目前的證據(jù)，M32似乎在過去與仙女座星系有過一次近距離的相遇。M32可能曾經(jīng)是一個更大的星系，它的恒星盤被M31移除，并且在核心區(qū)域經(jīng)歷了急劇增加的恒星形成過程，這種情況一直持續(xù)到相對較近的過去。
M110似乎也在與仙女星系相互作用，天文學家在仙女星系的暈中發(fā)現(xiàn)了一個富金屬的恒星流，這些恒星似乎是從這些衛(wèi)星星系剝離出來的。M110確實包含一條塵埃帶，這表明恒星可能最近或正在形成。M32也有年輕的恒星族群。
三角座星系是一個非矮星系，其距離仙女座750,000光年。目前還不知道它是否是仙女座的衛(wèi)星。
在2006年，科學家發(fā)現(xiàn)有9個衛(wèi)星星系位于與仙女星系的核心相交的平面上；它們并不是像預期的獨立相互作用那樣隨機排列。這表明對這些衛(wèi)星來說可能有一個共同的潮汐源。
大事件
Pa-99-N2事件與星系中可能的系外行星
Pa-99-N2是1999年在仙女星系中發(fā)現(xiàn)的一個微引力透鏡效應事件.對此的解釋之一是一顆質(zhì)量為太陽的0.02到3.6倍的恒星對紅巨星的引力透鏡，這意味著這顆恒星很可能由一顆行星繞軌運行。這顆可能的太陽系外行星的質(zhì)量是木星的6.34倍。如果最終得到證實，這將是第一顆被發(fā)現(xiàn)的系外行星。然而，后來發(fā)現(xiàn)了事件中的異常現(xiàn)象。
仙女星系與銀河系的碰撞
2023年，仙女星系與銀河系的距離超過200萬光年，但天文學家們預估在幾十億年后，這兩個星系必將發(fā)生碰撞。兩者正以超過每秒80千米的速度向?qū)Ψ斤w去，而且沒有掉頭的可能。
仙女星系正以每秒110公里（68英里）的速度接近銀河系。同時它以大約300公里/秒（190英里/秒）的速度接近太陽，因為太陽以大約225公里/秒（140英里/秒）的速度繞著銀河系的中心公轉(zhuǎn)。這使得仙女星系成為可觀測到的約100個藍移星系之一。仙女星系相對于銀河系的切向速度或橫向速度比接近速度要小得多，因此預計它將在大約25-40億年后與銀河系直接碰撞。碰撞的一個可能結(jié)果是兩個星系將并合成一個巨橢圓星系，也可能是大型盤狀星系。此類事件在星系群的星團中是經(jīng)常發(fā)生的。地球和太陽系在碰撞事件中的命運目前還不清楚。在兩個星系并合之前，太陽系很少有可能被逐出銀河系或加入仙女星系。
仙女星系與12顆大質(zhì)量物質(zhì)轉(zhuǎn)移雙星
2022年，中國科學院云南天文臺研究人員在首次對仙女星系中的大質(zhì)量食雙星進行系統(tǒng)分析時，發(fā)現(xiàn)了12顆有小質(zhì)量次星充滿周圍臨界等位面的大質(zhì)量半相接雙星，揭示了這些系統(tǒng)中存在從次星到大質(zhì)量主星間的物質(zhì)轉(zhuǎn)移，同時也表明仙女星系中的雙星演化進程與銀河系中的“同類”相似。研究人員利用西班牙拉帕爾馬島上2.5米望遠鏡的中國空間站工程巡天望遠鏡觀測數(shù)據(jù)，對437個食雙星系統(tǒng)進行分析，并對部分高精度的光變曲線進行測光解軌研究，求出了它們的基本測光參量。深入研究發(fā)現(xiàn)，有12個雙星的次星充滿周圍臨界等位面的洛希瓣，而主星與洛希瓣是分離的，揭示了它們是大質(zhì)量半相接雙星，系統(tǒng)中存在從次星到大質(zhì)量主星間的物質(zhì)轉(zhuǎn)移。
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