仙女星系中发现银河移民的是谁

最早的仙女座星系观测纪录可能出自波斯的天文学家阿尔苏飞，他描述它是“小云”，星图上的标记在那个时代也是“小云”。第一个以望远镜进行观测和记录是西门·马里乌斯，时为1612年。

1764年梅西耶将他编目为M31，并不正确地相信西门·马里乌斯为发现者，未察觉阿尔苏飞在更加早期的工作。

1785年，天文学家威廉·赫歇尔注意到在星系的核心区域有偏红色的杂色，使他相信这是所有星云中最靠近的“大星云”，并依据星云的颜色和亮度估计（并不正确）距离应在天狼星的2,000倍之内。

1786年，F·W·赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。

1864年，威廉·哈金斯观察仙女座星系的光谱，注意到仙女座星系的光谱是在频率上连续的连续光谱上叠加上了暗线，与气体星云不同，很像是单独的一颗恒星，因此他推论仙女座星系具有恒星的本质。

1885年，一颗超新星出现在仙女座星系（是仙女座S），这是第一次看见如此遥远星系中的恒星。在当时，他的亮度被低估了，只被认为是一颗新星，因此称为1885新星。

1914年皮斯探知M31有自转运动。

1917年，希伯·柯蒂斯观测到M31内的一颗新星，搜寻照相的记录又找到了11颗。柯蒂斯注意到这些新星的平均光度约为10等，远低于发生在银河系内的星等。这一结果使估计的距离提高至500,000光年，也是他成为“岛宇宙”假说的拥护者。此一假说认为螺旋星云也是独立的星系。

1920年，发生了哈洛·夏普利和希伯·柯蒂斯之间的大辩论，就银河系、螺旋星云、和宇宙的尺度进行辩论。为了支持他所声称的M31是外在的星系，柯蒂斯提出我们自己的银河系也有尘埃云造成类似的黑色小道，并且有明显的多普勒位移。

1924~1925年，哈勃在照相底片上证认出仙女座星系旋臂上的造父变星，并根据周光关系算出距离，确认它是银河系之外的恒星系统，辩论便平息了。使用25米(100 英寸)反射望远镜拍摄的照片，M31的距离得以被确认。哈勃的测量决定性的证实这些恒星和气体不在我们的银河系之内，而整体都是离我们银河系有极大距离的一个星系。

1939年经巴布科克等人的研究，测出从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知星系的质量。据估计，M31的质量不小于 31×1011个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。M31的中心有一个类星核心，直径只有25光年，质量相当于107太阳质量，即一立方秒差距内聚集1500个恒星。类星核心的红外辐射很强，约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出，中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1%，这个比值较之银河系的（14～7%）要小。由此可以认为，M31的气体大部分已形成恒星。

1943~1944年，沃尔特·巴德分辨出仙女座星系核心部分的天体，证认出其中的星团和恒星。基于他对这个星系的观测，他分辨出两种不同星族的恒星，他称呼在星系盘中年轻的、高速运动的恒星为第一星族，在核球年老的、偏红色的是第二星族，这个命名的原则随后也被引用在我们的银河系内，以及其他的各种场合。（恒星分为二个星族的现象欧特在此之前就注意到了）并指明星族的空间分布与银河系相。巴德博士也发现造父变星有两种不同的型态，使得对M31的距离估计又增加了一倍，也对其余的宇宙产生影响。M31旋臂上是极端星族Ⅰ，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星协、电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体。中心区则有星族Ⅱ造父变星。晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外。还发现，M31成员的重元素含量，从外围向中心逐渐增加。这种现象表明，恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程，在星系中心区域比外围部分频繁得多。

19世纪50年代，仙女座星系的第一张无线电图是由约翰·鲍德温和剑桥无线电天文小组合作共同完成的。在2C星表无线电天文目录上，仙女座星系的核心被编目为2C 56。

2006年，发现了9个星系沿着横越过仙女座星系核心的平面延伸著，而不是随意的散布在周围。这也许可以说明这些卫星星系有共同的起源。

M31在天文学史上有着重要的地位，在星系的研究中扮演着一个重要的角色，因为它虽然不是最近的星系，却是距离最近的一个巨大螺旋星系。

每当我们夜晚仰望星空，看向仙女座时，会发现一团暗淡的亮斑，那便是著名的仙女座星系。

一开始天文学家们认为仙女座星系只是银河系内的大星云，在1920年，沙浦利与柯蒂斯还展开了星系星云的大辩论，后来埃德温哈勃通过胡克天文望远镜观察的造父变星发现，仙女座星云是一个独立的河外星系。

仙女座星系距离地球大约有254万光年，直径为22万光年，最少由3000亿颗恒星组成。目前正以每秒300公里的速度向银河系靠近，在38亿年后会与银河系发生碰撞。那么如此遥远的距离，科学家是如何发现仙女座星系正在靠近我们呢？

我们知道光具有多普勒效应，如果天体远离观测者，光波被拉长会向红色端移动，反之靠近会向蓝色端移动，而仙女座星系正是因为蓝移，所以才发现它正在不断的靠近银河系，并计算出了速度。

虽然目前宇宙在不断的膨胀，且星系的退行速度与距离成正比，也就是每326万光年速度增加678千米，但是仙女座星系距离银河系为256万光年，因此宇宙的膨胀并不足以克服两个星系之间的引力效应。所以才会发生碰撞

大约在38亿年后，两个星系将会因为引力的作用，不断的被拉扯碰撞融合，幸运的是在星系的内部，恒星并不会发生碰撞，由于恒星之间的距离几乎都相隔几光年之遥，因此星系碰撞只会改变其运行轨道，最终银河系与与仙女座星系会形成一个弥散的新星系--”银河仙女系“。

因为我们科学力量很伟大，科学就是研究一直宇bai宙不为人知的秘密，这也就是一个国家文明跟实力的体现。我们知道我们所在的恒星系统是太阳系，太阳系中还有许多其他行星、矮行星和小行星。太阳起源于45亿年前。当时，太阳系附近有一个分子云，在引力坍塌后逐渐形成太阳，而其他角落碎片形成了天体，例如行星。

与星系的形成不同，星系的形成要复杂得多。根据目前的观测结果，我们所在的银河系大约有134亿年的历史，当然会有一些误差。早期的银河系不是这样的。根据目前的主流星系模型，银河系可以有目前的规模。根据目前的理论，星系的形成是通过一次又一次的吞并来实现的，在过去100亿多年的历史中，达到目前的规模应该是许多星系的吞并。

此外，今天的银河系仍在吞并，例如，银河系的卫星星系射手座星系，每当它绕过银河系时，一些恒星就会剥落并掉入银河系，然而，科学家们预测，也是卫星星系的麦哲伦星系的命运与射手座未来的命运相似，人类生活在银河系太阳系的地球上，最接近银河系的最大星系是仙女座星系。

因为长期以来，科学家们已经意识到银河系正在稳步接近邻居仙女座星系，并将在 40亿年内最终发生碰撞和合并。然而，根据发表在《皇家天文学会月刊》上的一项最新研究，这两个星系很可能提前 20亿年合并，此外，我们生活的太阳可能飞出银河系，被仙女座星系捕捉，两个星系的合并将发生在太阳燃烧之前，太阳系中的天文学家将能够在未来见证这一切。

这可能是你看过囊括面积“最大”的一张照片，15亿像素的它延伸了至少4万光年的距离，它就是哈勃望远镜所拍摄的仙女座星系。

这一张人类迄今为止，像素最高的仙女座星系照片，它包含了大约三分之一的仙女座星系，通过这张照片，我们可以看到一个足以令人震撼的庞大星系，在整个仙女座星系中，至少有一万亿颗恒星在其中闪耀。

它是本星系群中最庞大的一个星系，直径大约为22万光年，在这张照片中，我们可以看到左侧凸起的中央地带，和银河系一样，那里的恒星密密麻麻地聚集在一起，形成一个巨大的恒星集团，相隔十分近的恒星们，在引力的作用下旋转。

每一颗我们都能看见的恒星都是一颗巨大的恒星，它们每一个的核心都在金星这核聚变，并向着周围的空间释放能量和光，以至于我们在如此遥远的地球都能收到来自它们的“问候”。而当我们穿过恒星和尘埃的通道，将会到达右侧外盘的稀疏边缘，那里是仙女座星系的外围地带，如同银河系的边缘地带一样，稀疏的恒星在周围运动，它们环绕中心的一圈或许需要数亿年的时间。

同时，在仙女座旋臂上，存在了大量的蓝色恒星集群和星团，因此，科学家判断仙女座星系和大多数宇宙星系一样是一个大型的螺旋星系。由于某些恒星的亮度极高，加上这张照片拥有着高达15亿的像素，因此，我们可以在这张照片中分辨出超过一亿颗恒星。

科学家们在对仙女座星系观测中发现，仙女座星系可能在15到30亿年前与另一个星系发生过碰撞，其中，恒星的位置暗示这个碰撞对仙女座星系产生了重创，我们在图中可以看到仙女座星系一些蓝色的恒星团在旋臂位置出现，这也是20亿年前碰撞留下的痕迹。

然而，不幸的是，仙女座星系正在以每秒200公里到300公里的速度，向着我们银河系飞奔而来，大约在30亿至50亿年后，仙女座星系还将于我们的银河系发生碰撞，最终融合形成一个更加庞大的星系。

我们大可不必担心，因为那时候的太阳也快走向了自己的生命末期，而地球上的人类或许早已消失在了历史长河中，我们或许无缘得见这一次剧烈的星系碰撞，那么这张照片是怎样拍摄的呢？

其实这张照片是PHAT计划的产品，虽然仙女座星系距离我们有250万光年的距离，然而由于仙女座星系足够大，因此我们能够在地球之上用肉眼看到仙女座星系，它在夜空中的直径大约说是满月的六倍。

然而由于亮度和环境的影响，我们很难清晰地看见仙女座星系的全貌，这张15亿像素的照片使用了哈勃望远镜上先进的测量照相机，它混合了近紫外、可见光以及近红外波段的观测数据，使得整张照片变得更加饱满。

因为一些恒星光线会受到尘埃云的遮挡，而变得昏暗，为此，科学家们利用了红外波段的数据进行了补充。最终将哈勃拍摄的411张照片，合称为了这张15亿像素的仙女座星系照片。

受限于光速的传播和遥远的距离，你现在所看到的仙女座星系仍然不是它现在的样貌，而是250万年前的仙女座星系。然而宇宙的演变是极为“缓慢”的，数百万年的时间，足以让地球发生翻天覆地的变化。然而对于一个庞大的星系来说，或许只是一瞬间。

如果以跨度来算，银河系和仙女系相比，仙女系比较大。

根据最新型的测量工具显示，仙女系要碾压银河系可能还有点困难。因为最新型测量工具显示，仙女系的总质量并没有原先的那么高。

在我们眼中无穷大的银河系，相比宇宙中其它的大星系，只是一个非常不起眼的存在。在宇宙中还有比银河系大3万倍的星系，这个星系里地球大概有4700万光年。科学家们从来没有停止过对宇宙的探索，仙女星系和银河系的大小，也可能会在一次次的测量中有所改变。

仙女系的特征：

仙女座系以大约每秒300公里，即180英里/秒的速度靠近太阳，所以它是少数蓝移的星系之一。将太阳系在银河内的速度考量进去，将会发现仙女座星系以100～140公里/秒即62–87英里/秒的速度接近银河系。

根据2015年最新观测数据认为，银河系可能正在以每秒200公里的速度靠近M31。即使会发生碰撞，也是30亿（±10）年后的事情。在这种情况下，两个星系会合并成一个更巨大的星系。在星系群中这种事件是经常发生的。

银河系和仙女星系相距大约254万光年，对于直径分别为10万光年、22万光年的银河系、仙女星系，这个距离相对来说是十分遥远的。那么，这片巨大的星系际空间是真空的吗？

虽然星系之间的空间确实十分空荡，但并非完全真空，而是存在着密度极低的气体和尘埃。此外，星系际空间中也可能存在着一些流浪的恒星或者行星。出于某种机制，这些天体被星系驱逐到星系际空间之中。例如，如果多恒星系统中的某颗恒星被拽入黑洞之中，则其他的恒星可能会被黑洞强大的引力弹射出去，获得巨大速度的恒星将有可能超过星系的逃逸速度，从而飞离星系进入星系际空间之中。

综上所述，肯定不是一片虚空，至少有着相当数量的宇宙尘埃，比较粗略的统计一下，大概一立方厘米的宇宙空间中，有1个原子。一个易拉罐大小的空间内大约有330个原子。银河系与仙女星系相隔264万光年，如果累计起来应该有不少物质！但今天我们可不是来数宇宙尘埃的，而是 探索 看得见摸不着的天体，只有这样的科研才能让我们提起兴趣来。

我们银河系周围存在着很多矮星系，但由于处在银河系与仙女星系方向的矮星系会受到诸多的干扰，比如银河系与仙女星系的双重干扰，因为被称为矮星系就很能说明一件事，这个星系非常小，光芒也非常暗淡，那么将很容易被淹没在噪声中。

虽然星系之间的空间确实十分空荡，但并非完全真空，而是存在着密度极低的气体和尘埃。此外，星系际空间中也可能存在着一些流浪的恒星或者行星。出于某种机制，这些天体被星系驱逐到星系际空间之中。例如，如果多恒星系统中的某颗恒星被拽入黑洞之中，则其他的恒星可能会被黑洞强大的引力弹射出去，获得巨大速度的恒星将有可能超过星系的逃逸速度，从而飞离星系进入星系际空间之中。

通过探测宇宙红外背景辐射，天文学家发现了可能由星系际空间中的流浪恒星所产生的辉光。据估计，宇宙中可能有多达一半的恒星位于星系际空间之中。由于星系际空间十分空旷，这种环境其实十分有利于流浪恒星的行星演化出生命。以我们的银河系为例，在银河系的中心区域聚集着大量的恒星，强大的有害辐射弥漫在空间中，使得生命很难在这种环境中演化出来。由于太阳系处在银河系中较为平静的区域，远离有害辐射，从而才会有地球生命的存在。

因此，在空旷的星系际空间中，有可能存在生命甚至高级文明。

除了普通物质之外，星系际空间中还能存在少量的暗物质。这种神秘物质既不发光也不辐射，其总质量大约是普通物质的5倍。虽然我们无法直接观测到暗物质，但它们确实产生了能够被观测到的引力作用。

不过虚空里也可能生机勃勃，科学家们发现，虚空里很可能充满着暗能量和暗物质，这两样东西我们目前了解很少！

银河系和仙女系共用气晕，表明两者已经之间开始接触了，但真正的碰撞起码还要几十亿年，这距离我们还相当遥远，我们完全不需要考虑这个问题。因为银河系是太阳系之上的大型系仙女座，大星系，也是跟银河系同量级的存在。

首先要了解现在所处的宇宙系统到底是什么样的，我们现在所处的叫做地月系地球和月球组成的系统，这连一个小星系都称不上，而太阳系就是水金地火，木土天王星，海王星，冥王星，再加上中间的这个太阳所形成的星系叫做小星系，小星系之中有一个核心叫做太阳，这是一颗恒星会发光会发热，这就组成了一个小星系。小星系之上，就是银河系，也就是大星系，一个大星系里面蕴含几千亿颗小星系。

也就是说整个太阳系里面差不多有2,000亿到3,000亿颗类似于太阳一样的恒星很多，所以太阳系不是什么大不了的存在在整个银河系之中，位置也不是相当靠前的，更不是银河系的中心，我们差不多处在四环五环这样的位置。银河系是一个很大的大型系了，但大型系同样有更高等级的存在，那东西我们现在还理解不了，但我们可以知道跟银河系同量级的也有。比如说我们的邻居仙女座大星系，这个大星系比银河系还要大，里面所蕴含的小星系是银河系的两倍。

现在有研究表明，银河系和仙女座大星系在逐渐发生碰撞，两者的相互靠近，但这种相互靠近非常之缓慢缓慢地对我们的未来影响十分微弱，因为按照现在的运转速度，两者起码还有几十亿年的时间才能碰撞在一起。而地球上很难有一代生物真能生存几十亿年，我们不需要考虑那么多。

概述

仙女座星系，离我们自己银河系最近的巨大星系。仙女座星系是一个盘状星系，距离约700千秒差距。它显示为仙女座中一片微弱的光（星云），是肉眼可见的最遥远天体。

早在18世纪，伊曼努埃尔-康德（Immanuel

Kant）就认为，这类星云可能是银河系之外的巨大恒星系统，这一见解甚至到了20世纪初仍未得到证实。另一个颇有市场的观点是，星云乃银河系内部气体尘埃云形成恒星的区域。这个题是在上世纪20年代，埃德温-哈勃使用威尔逊山天文台新造的100英寸（254米）望远镜，在仙女座星云的外区证认出了个别的恒星，才获得解决。

这些恒星中有些是造父变星。由于造父变星的变化与它们的绝对星等有关，所以哈勃得以从它们的视亮度计算出到仙女座星系的距离，由此证明它确实是另外一个独立的星系。

哈勃估计的距离，后来主要通过瓦尔特-巴德（Walter

Baade）的研究，几经修正而有所增大。但哈勃的工作证实了，我们的银河系不过是许许多多星系中的一个而已，宇宙远远伸展到了银河系边界以外。在700千秒差距距离上，仙女座星系（根据它在一些天体表面中的编号又被称为M31或NGC224）的直径将是60千秒差距，大致比我们的银河系大一倍，约含4000亿颗恒星。

仙女座星系是距离我们银河系最近的大星系。一般认为银河系的外观与仙女座大星系十分相像，两者共同主宰着本星系群。仙女座大星系弥漫的光线是由数千亿颗恒星成员共同贡献而成的。几颗围绕在仙女座大星系影像旁的亮星，其实是我们银河系里的星星，比起背景物体要近得多了。仙女座大星系又名为M31，因为它是著名的梅西耶星团星云表中的第31号弥漫天体。M31的距离相当远，从它那儿发出的光需要200万年的时间才能到达地球。星云中的恒星可以划分成约20个群落，这意味着它们可能来自仙女座星系“吞噬”的较小星系，

在《梅西耶星表》中的编号是M31，在《星云星团新总表》中的编辑是NGC224，习惯称为仙女座大星云。

仙女座星系的直径是50千秒差距（16万光年），为银河系直径的两倍，是本星系群中最大的一个星系，距离我们大约220万光年。仙女座星系和银河系有很多的相似，对二者的对比研究，能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。

仙女座大星云是秋夜星空中最美丽的天体，也是第一个被证明是河外星系的天体，还是肉眼可以看见的最遥远的天体。它在梅西叶星表中排在第31位，所以简称M31。仙女座大星云实际上是一个非常典型的旋涡星系，当人们尚不知道它是旋涡星系的时候把它与气体星云混淆在一起而取了这个名字，至今人们仍然喜欢这样称呼它。

女座星系（Andromeda

Galaxy，国际音标为：/ˌanˈdrɒmədə/，也称为梅西尔31、M31或NGC 224，早期的文件中曾经称为仙女座星云）是一个螺旋星系，距离大约250万光年，位于仙女座的方向上，是人类肉眼可见（35等星）最远的深空天体。 仙女座星系被相信是本星系群中最大的星系，本星系群的成员有仙女星系、银河系、三角座星系，还有大约50个小星系。但根据改进的测量技术和最近研究的数据结果，科学家现在相信银河系有许多的暗物质，并且可能是在这个集团中质量最大的。[4]然而，史匹哲太空望远镜最近的观测显示仙女座星系有将近一兆（10）颗恒星，数量远比我们的银河系为多。[5]在2006年重新估计银河系的质量大约是仙女座星系的50%，大约是71×10M☉。

仙女座星系在适度黑暗的天空环境下很容易用肉眼看见，但是如此的天空仅存在於小镇、被隔绝的区域、和离人口集中区域很远的地方，只受到轻度光污染的环境下。肉眼看见的仙女座星系非常小，因为它只有中心一小块的区域有足够的亮度，但是这个星系完整的角直径有满月的七倍大。

发现

1786年，F·W·赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年，哈勃在照相底片上证认出仙女座星系旋臂上的造父变星，并根据周光关系算出距离，确认它是银河系之外的恒星系统。1944年，巴德又分辨出仙女座星系核心部分的天体，证认出其中的星团和恒星。

M31在天文学史上有着重要的地位。1786年，赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年，哈勃在照相底片上证认出M31旋臂上的造父变星，并根据周光关系算出距离，确认它是银河系之外的恒星系统。现代测定它的距离是670千秒差距（220万光年）。直径是50千秒差距（16万光年），为银河系的两倍，是本星系群中最大的一个。1944年，巴德又分辨出M31核心部分的天体，证认出其中的星团和恒星，并指明星族的空间分布与银河系相。M31旋臂上是极端星族I，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星协、电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体。中心区则有星族Ⅱ造父变星。晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外。还发现，M31成员的重元素含量，从外围向中心逐渐增加。这种现象表明，恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程，在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知M31有自转运动。1939年以来历经巴布科克等人的研究，测出从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知星系的质量。据估计，M31的质量不小于

31×1011个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。M31的中心有一个类星核心，直径只有25光年，质量相当于107太阳，即一立方秒差距内聚集1500个恒星。类星核心的红外辐射很强，约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出，中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1%，这个比值较之银河系的（14～7%）要小。由此可以认为，M31的气体大部分已形成恒星。M31和银河系相似，对二者进行对比研究，就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。

详细

由于人类身处银河系，无法观测到银河系的全貌，但天文学家想象银河系也是一个类似于仙女座星系的螺旋星系。仙女座星系、银河系和其他30多个星系共同组成一个更大的星系集团--本星系群（Local Group Galaxy

Cluster）。我们银河系和仙女座星系正在相互靠近对方，在大约30亿年后两者可能会碰撞，在融合过程中将会暂时形成一个明亮、结构复杂的混血星系。一系列恒星将被抛散，星系中大部分游离的气体也将会被压缩产生新的恒星。大约再过几十亿年后，星系的旋臂将会消失，两个螺旋星系将会融合成一个巨大的椭圆星系。

 

不过，两星系的碰撞、融合只发生在遥不可及的未来，人类大可不必为此“忧天”。

位于仙女座的一个肉眼可见的巨型旋涡星系。在梅西耶星表中编号为31，在《新总表》中编号为224，因此，记为M31或NGC224。又称仙女座大星云，现称仙女星系。1924年，美国天文学家EP哈勃首次在仙女星系中发现了一些造父变星，根据造父变星的周光关系算出它的距离，确认它是银河系以外的恒星系统。仙女星系的距离为690千秒差距，或225万光年。同银河系一样，为Sb型。仙女星系的直径约50千秒差距，质量约31×1011太阳质量，都为银河系的2倍，是该星系群中最大的一个。仙女星系周围还有几个很小的星系，它们构成该星系群中的一个次群，即仙女星系次群。

位于仙女星座的巨型旋涡星系

(M31）。19500历元的天球坐标是赤经0400﹐赤纬+41°00。视星等m 为35等。肉眼可见﹐状如暗弱的椭圆小光斑。在照片上呈现为倾角77°的Sb型星系（见星系的分类）﹐大小是160′×40′﹐从亮核伸展出两条细而紧的旋臂﹐范围可达245′×75′。在《梅西耶星表》中的编号是M31﹐《星云星团新总表》中的编号是NGC224﹐习称仙女座大星云﹐现称仙女星系。1786年﹐F·W·赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年﹐哈勃在照相底片上证认出

M31旋臂上的造父变星﹐并根据周光关系算出距离﹐确认它是银河系之外的恒星系统。现代测定它的距离是 670千秒差距（220万光年）。直径是

50千秒差距（16万光年）﹐为银河系的一倍﹐是本星系群中最大的一个。1944年﹐巴德又分辨出 M31核心部分的天体﹐证认出其中的星团和恒星﹐并指明星族的空间分布与银河系相似。M31旋臂上是极端星族I﹐其中有O-B型星（见恒星光谱分类）﹑亮超巨星﹑OB星协﹑电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星﹑新星﹑红巨星﹑行星状星云等盘族天体。近年来还发现﹐M31成员的重元素含量﹐从外围向中心逐渐增加。这种现象表明﹐恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程﹐在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知

M31有自转运动。1939年以来历经HD巴布科克等人的研究﹐测出从中心到边缘的自转速度曲线﹐并由此得知星系的质量。据估计﹐M31的质量不小于

31×10个太阳质量﹐比银河系大一倍以上﹐是本星系群中质量最大的一个。

M31的绝对星等M

=-211﹐是本星系群中最亮的一个成员。从表面亮度分布可知﹐M31中心有一个类星核心﹐绝对星等M =-11﹐直径只有8秒差距（25光年）﹐质量相当于10个太阳﹐即一立方秒差距内聚集1﹐500个恒星。类星核心的红外辐射很强﹐约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出﹐中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1%﹐这个比值较之银河系的（14～7%）要小。由此可以认为﹐M31的气体大部分已形成恒星。M31有两个矮伴星系──M32(NGC221）和NGC205﹐按形态分类分别为

E2和E5p。后者拥有大量的年轻蓝星﹐是个特殊的椭圆星系。在本星系群中﹐M31还和其他星系──NGC147﹑NGC185﹑M33(NGC598）以及AndΙ﹐AndⅡ﹐AndⅢ﹐AndⅣ──构成所谓仙女星系次群。

M31和银河系相似﹐对二者进行对比研究﹐就能为了解银河系的运动﹑结构和演化提供重要的线索。

星系碰撞

据英国《卫报》报道，由美国和德国科学家组成的研究小组称，银河系的质量比先前预计的要大50%，旋转速度也要更快，这意味着银河系对其他星系的引力也更大，因而银河系与包括仙女星系在内的其他星系相撞时间可能比科学家所预计的更早。

外形

使用欧洲空间局的XMM－牛顿轨道天文台发现M31有数个X射线源。罗宾·巴纳德博士等人假设这些都是黑洞或中子星的候选者，将接踵而至的气体加热至数千万K所辐射出的X射线。中子星和假设中的黑洞，光谱是一样的，但是可以从质量上的差异区别出来。

仙女座星系大约有460个球状星团，这些星团中质量最大的，被命名为梅欧II的，绰号是G1（Gloup

one），是本星系群中最明亮的球状星团之一。它拥有数百万颗的恒星，亮度大约是半人马座ω－银河系内所知最明亮的球状星团的两倍。 G1有几种不同的星族，而且以一般的球状星团来看结构也太巨大了。因此，有些人认为G1是以前被M31吞噬的矮星系残骸。另一个巨大且明显的球状星团是位于西南旋臂东侧一半位置上的G76。在2005年，天文学家在M31又发现一种全新型态的星团。新发现的星团拥有成千上万的恒星，在数量上与球状星团相似。不同的是体积非常庞大，直径达到数百光年，密度也低了数百倍；恒星之间的距离也远了许多。观测简史最早的仙女座星系观测纪录可能出自波斯的天文学家阿尔苏飞，他描述它是“小云”，星图上的标记在那个时代也是“小云”。第一个以望远镜进行观测和记录是西门·马里乌斯，时为1612年。在1764年梅西尔将他编目为M31，并不正确地相信西门·马里乌斯为发现者，却未察觉阿尔苏飞在更加早期的工作。在1785年，天文学家威廉·赫歇尔注意到在星系的核心区域有偏红色的杂色，使他相信这是所有星云中最靠近的“大星云”，并依据星云的颜色和亮度估计（并不正确）距离应在天狼星的2,000倍之内。威廉·哈金斯在1864年观察仙女座星系的光谱，注意到与气体星云不同仙女座星系的光谱是在频率上连续的连续光谱上叠加上了暗线，很像是单独的一颗恒星，因此他推论仙女座星系具有恒星的本质。在1885年，一颗超新星出现在仙女座星系（现在知道是仙女座S），这是第一次看见如此遥远星系中的恒星。在当时，他的亮度被低估了，只被认为是一颗新星，因此称为1885新星。这个星系的第一张照片是以撒·罗伯斯于1887年在他坐落在英国萨塞克斯郡的私人天文台拍摄的。长时间的曝光使世人第一次看见她的螺旋结构。可是，在当时这类被认为星云的物体，一般都相信是在我们银河系内的天体，罗伯茨也错误的相信M31和类似的螺旋星云实际上都是正在形成的太阳系、卫星和诞生中的行星。M31相对于太阳系的径向速度在1912年被维斯托·斯里弗在罗威尔天文台使用光谱仪测量出来。相对于太阳系的速度是每秒300公里（186英里/秒），这结果是当时最快的速度记录。岛宇宙在1917年，希伯·柯蒂斯观测到M31内的一颗新星，搜寻照相的记录又找到了11颗。柯蒂斯注意到这些新星的平均光度约为10等，远低于发生在银河系内的星等。这一结果使估计的距离提高至500,000光年，也是他成为“岛宇宙”假说的拥护者。此一假说认为螺旋星云也是独立的星系。在1920年，发生了哈洛·夏普利和希伯·柯蒂斯之间的大辩论，就银河系、螺旋星云、和宇宙的尺度进行辩论。为了支持他所声称的M31是外在的星系，柯蒂斯提出我们自己的银河系也有尘埃云造成类似的黑色小道，并且有明显的多普勒位移。1925年，当哈柏第一次在星系的照片上辨认出了银河系外的造父变星之后，辩论便平息了。这些使用25米(100

英吋)反射镜拍摄的照片，使M31的距离得以被确认。他的测量决定性的证实这些恒星和气体不在我们的银河系之内，而整体都是离我们银河系有极大距离的一个星系。这个星系在星系的研究中扮演着一个重要的角色，因为它虽然不是最近的星系，却是距离最近的一个巨大螺旋星系。在1943年，沃尔特·巴德是第一位将仙女座星系核心区域的恒星解析出来的人，基于他对这个星系的观测，他分辨出两种不同星族的恒星，他称呼在星系盘中年轻的、高速运动的恒星为第一星族，在核球年老的、偏红色的是第二星族，这个命名的原则随后也被引用在我们的银河系内，以及其他的各种场合。（恒星分为二个星族的现象欧特在此之前就注意到了。）巴德博士也发现造父变星有两种不同的型态，使得对M31的距离估计又增加了一倍，也对其余的宇宙产生影响。仙女座星系的第一张无线电图是在1950年代由约翰·鲍德温和剑桥无线电天文小组合作共同完成的。在2C星表无线电天文目录上，仙女座星系的核心被编目为2C

56。一般资讯

仙女座星系以大约每秒300公里（180

英里/秒）的速度靠近太阳，所以它是少数蓝移的星系之一。将太阳系在银河内的速度考量进去，将会发现仙女座星系以100～140公里/秒(62–87

英里/秒)的速度接近我们的银河系。即使如此，这并不意味着未来会和银河系发生碰撞，因为我们并不知道仙女座星系的横向速度。即使会发生碰撞，也是30亿（10）年后的事情。在这种情况下，两个星系会合并成一个更巨大的星系。在星系群中这种事件是经常发生的。

在1953年发现有一种光度较暗的造父变星，使仙女座大星系的距离增加了一倍。在1990年代，使用依巴谷卫星利用标准的红巨星和红丛集测量的距离，为造父变星测量的距离校准。距离的估计至少有三种方法被用来测量M31的距离。在2004年，使用造父变星法，估计的距离是251 ± 13万光年（770 ± 40千秒差距）在2005年，包括Ignasi

Ribas（西班牙研究委员会，CSIC、卡塔龙尼亚的太空研究学院）和他的同事在内的一群天文学家，宣布在仙女座星系发现了食双星。这对双星的名称（编号）是M31VJ00443799+4129236，两颗星分别是明亮且热的O型和B型。研究得知食的周期是354969日，这让天文学家可以测量它们的大小。知道恒星的大小和温度，就能测量出绝对星等。而知道了视星等和绝对星等，距离就能测量出来了。这对恒星的距离经测定为252万± 14万光年，而仙女座星系的整体的距离是250万光年。这新的数值被认为比早先单独使用造父变星测量的距离更为精准。仙女座星系的距离近到足以利用红巨星分支技术（Tip of the Red Giant Branch

,TRGB）的方法来估计距离。在2005年，用这种方法测出的距离是256±8万光年（785 ± 25千秒差距）。平均上述的值，这些测量给的距离估计是253 ±7万光年（775 ± 22千秒差距）。基于上述的距离，M31的直径最宽处估计是140,000 ± 4000光年。质量的估计目前估计仙女座星系的质量（包括暗物质）大约是123×10M☉（或123兆太阳质量），相当于银河系质量（58×10M☉）的212倍。虽然误差的范围仍然太大以至于难以完全确认，但这样的结果将已经可确认M31的质量比我们的银河系大，而且M31比我们的银河系尺寸更大、包含更多的恒星。特别的是，M31看上去有比银河系更多的普通恒星，而且估计的亮度是我们银河系的两倍。但是恒星形成的效率在银河系高了许多，在M31每年只能制造出一个太阳质量的恒星，而银河系是3-5个太阳质量。新星出现的比率银河系也高于M31一倍。这显示M31已经经历了恒星形成的阶段，而我们的银河系正在恒星形成的阶段中。而这意味着在将来，银河系中恒星将会与我们在M31观察到的数量相当。结构

以可见光下看见的形状为依据，仙女座星系在de

Vaucouleurs-Sandage延伸与扩张的分类系统下被分类为SA(s)b的螺旋星系。然而，在2MASS巡天的资料中，M31的核球呈现箱状的形状，这暗示著M31实际上是棒旋星系，而我们几乎是正对着长轴的方向观察这个星系。仙女座星系也是一个LINRER星系（低游离核辐射线区），在分类上是一种很普通的活跃星系核。

在2005年，天文学家使用凯克望远镜观察到细微的像被喷洒而向外延伸的恒星，实际上也是主星盘本体的一部分。这意味着仙女座星系的螺旋盘面比早先估计的大三倍。这个证据显示仙女座星系盘的直径超过220,000光年，是一张巨大且延展的星盘。早先估计的直径是70,000至120,000光年。星系相对于地球的倾斜估计是77°（90°是直接从侧面观看），分析星系横断面的形状像是字母S的形状，而不是一个平坦的平面。造成这种形状翘曲的一个可能是与邻近M31的卫星星系引力的交互作用。

分光镜的观测对星系的自转速度在距离核心不同的半径上提供了详细的测量。在邻近核心的地区，旋转的速度达到225公里/秒（140英哩/秒）的峰值；在半径1,300光年处开始下降，在7,000光年处达到最低的50公里/秒（31英哩/秒）。然后，速度在平稳得上升，在半径33,000光年的距离上达到的丰值是250公里/秒（155英哩/秒）。在这距离之外的速度又慢慢的下降，在80,000光年处降至200公里/秒（124英哩/秒）。这些速度的测量暗示集中在核心的质量大约是6

× 10M☉，总质量成线性的增加至半径45,000光年处，然后随半径的增加而逐渐减缓。仙女座星系的螺旋臂向外延伸出一连串的电离氢区，巴德描述成"一串珍珠"。它们看似紧紧的缠绕着，但在我们的银河系却是被远远的分隔着。矫正过的星系图很明确的显示有顺时针方向旋转的螺旋臂缠绕在螺旋星系内。从距离核心大约1,600光年处有两条连续的螺旋臂向外拖曳著，彼此间最近的距离大约是13,000光年。螺旋的样式很可能肇因于与M32的交互作用。这些置换可以由来自于恒星的中性氢云观察到。在1998年，来自欧洲空间局的红外线太空天文台的影像显示出仙女座星系的整体形象可能是会被转换成圆环星系。在仙女座星系内的气体含尘埃形成了几个重叠的圆环，其中最突出的一个圆环在距离核心32,000光年的半径上。这个环由冰冷的尘土组成，因此在可见光的影像中这个环是看不见。更周详的观察显示内部还有更小的尘埃环，相信是在200万年前与M32的交互作用造成的。模拟显示，这个较小的星系沿着现在的极轴方向穿越了仙女座星系的盘面。这次碰撞从较小的M32剥离了超过一半的质量，并且创造了仙女座星系内的环结构。对M31扩展开来的晕的研究显示，大致上是可以和银河系做比较的，在允中的恒星同样是属于金属贫乏的，并且随着距离的增加更形贫乏。这些证据显示这两个星系走着相似的演化路线，在过去的120亿年中，它们可能各自都吞噬了1-2百个低质量的星系。在M31扩展的晕中的恒星和银河系中的恒星可能近到只有两星系间⁄3的距离。核

长久以来M31就被知道在核心有一个密集和紧凑的星团。在大望远镜下，感觉有许多模糊的星点环绕着核心。核心的亮度也远超过最亮的球状星团。

在1991年，Tod R

Lauer使用哈柏太空望远镜上的WFPC拍到了仙女座星系内核的影像。有两个相距15秒差距的核心，较亮的核被标示为P1，位置偏离了星系的中心；稍暗的标示为P2，位置在星系真正的中心上，被认为是拥有10M☉的黑洞。随后地基的观测也证实了两个核心的存在，并且推测两著在相对的移动，其中一个是被M31吞噬，正在潮汐裂解中的小星系。包括M31在内，许多星系的核心，都是充满了相当狂野的、剧烈变动的的区域，并且经常都以有超重质量黑洞存在其中来解释。Scott

Tremaine提出了以下的说明来解释双核心： P1是在盘面上以异常轨道环绕中心黑洞的恒星投影。这异常的离心率使恒星长期逗留在轨道的远心点上，造成了恒星的集中。P2也包含了盘面上高热的、光谱A型恒星。在红色的滤光镜下，A型恒星是不明显的，但是在蓝色和紫外线下，它们会比主要的核心更为明亮，造成P2看上去比P1更为突出。

外形

使用欧洲空间局的XMM-牛顿轨道天文台发现M31有数个X射线源。罗宾·巴纳德博士等人假设这些都是黑洞或中子星的候选者，将接踵而至的气体加热至数千万K所辐射出的X射线。中子星和假设中的黑洞，光谱是一样的，但是可以从质量上的差异区别出来。T仙女座星系大约有460个球状星团，这些星团中质量最大的，被命名为马亚尔II的，绰号是G1（Gloup

one），是本星系群中最明亮的球状星团之一。它拥有数百万颗的恒星，亮度大约是半人马座ω－银河系内所知最明亮的球状星团的两倍。

G1有几种不同的星族，而且以一般的球状星团来看结构也太巨大了。因此，有些人认为G1是以前被M31吞噬的矮星系残骸。 另一个巨大且明显的球状星团是位于西南旋臂东侧一半位置上的G76。在2005年，天文学家在M31又发现一种全新型态的星团。新发现的星团拥有成千上万的恒星，在数量上与球状星团相似。不同的是体积非常庞大，直径达到数百光年，密度也低了数百倍；恒星之间的距离也远了许多。