星系簡介
赤經 00 : 42.7（小時:分）
赤緯 +41 : 16（度:分）
距離 2900（千光年）
視亮度 3.4（星等）
視大小 178x63（角分）
詳細信息
公元905年就已經為al-Sufi所知。
m31即著名的仙女座大星系，是距我們最近的大星系。它和它的伴星系（包括m32和m110，兩個明亮的矮橢圓星系），與我們的銀河系及其伴星系，m33，以及其他星系一起，構成了本星系群。
這個天體在中等條件下即可被肉眼看到，波斯天文學家abd-al-rahman al-sufi稱其為“小雲朵”，公元964年，他在其《恆星之書》中描述，並且描繪了這一天體：早在公元905年，甚至更早的時候，它就已經被來自isfahan的波斯天文學家們觀測到，並且為他們所熟知。r.h. allen （1899/1963）報告說它也出現在1500年的荷蘭星圖中。梅西耶在1764年8月3日simon marius——他在1612年首次用望遠鏡進行了觀測，但是（根據r.h. allen的說法）並沒有聲明這是他的發現。在不知道al sufi和marius的發現的情況下，giovanni batista hodierna在1654年之前獨立地重新發現了這個天體。然而edmond halley在他1716年有關“星雲”的文章中，認為這個“星雲”的發現者是法國天文學家bullialdus（ismail bouillaud），他在1661年觀測到這一天體；但是bullialdus提到早在150年以前（16世紀早期）一些不知名的天文學家就已經看見它了。（r.h. allen, 1899/1963）。
長期以為，“仙女座大星雲”都被認為是離地球最近的星雲之一。威廉姆·赫歇耳相信它的距離“不會超過天狼星距離的2000倍”（17,000光年），這當然是錯誤的；然而，他認為這是離我們最近的，跟我們的銀河系一樣的“島宇宙”，他假設它是一個直徑為850倍天狼星距離的盤，厚度是155倍天狼星距離。
1864年，光譜分析學的先驅者william huggins注意到擁有發射線譜的氣體星雲和擁有恆星那樣的連續光譜的“星雲”之間的差別，現在我們知道後者正是星系，他還發現了m31的連續光譜（huggins and miller 1864）。
1887年，isaac roberts拍攝了第一張仙女座“大星雲”的照片，首次展現出其中旋臂結構的基本特徵。
1912年，lowell天文台的v.m. slipher測量了仙女座“大星雲”的徑向速度，發現這是他們測過的最快速度，m31以大約300千米/秒的速度向我們接近。這已經指出了這一天體的河外本質。按照burnham的說法，更精確的速度值是266千米/秒，但r. brent tully給出的數值是298千米/秒，ned給出的現代測量數據為300+/-4千米/秒。注意前面所有的速度都是m31相對於我們太陽系的速度，即以太陽為中心的運動，而不是相對於銀河系中心的速度。後者可以通過修正太陽系繞銀心轉動的速度而得到。現代測定的銀河轉動速度及以太陽為中心的徑向速度表明，仙女座星系和銀河系正以大約100千米/秒的速度相互靠近。
1923年，edwin hubble在仙女座星系中發現了第一顆造父變星，證實了m31的距離遠遠超過銀河的大小，確認了它的星系本質。由於他當時不知道存在著兩類造父變星，因此他測出的距離是錯誤的，與實際距離相差2倍多。直到1953年200英寸的palomar望遠鏡建成，並且開始觀測後，這個錯誤才被發現。hubble在1929年發表了這一划時代的研究結果，仙女座“大星雲”是銀河系外的恆星系統（星系）（hubble 1929）。
現在，仙女座大星系自然成了被研究得最多的“河外”星系。它之所以受到如此特殊的關注，是因為它提供了一個從外部研究星系各種特徵的機會，這些特徵在銀河系中也能找到，但我們銀河系的大部分都被星系塵埃擋住而無法觀測。因此對m31研究一直持續到今天，研究的課題涉及旋臂結構，球狀和疏散星團，星際介質，行星狀星雲，超新星遺蹟（參見jeff kanipe發表在astronomy，1995年11月，第46頁上的文章），星系中心，伴星系，等等。
上面提到的結構中，有些對天文愛好者來說也相當有趣：梅西耶甚至發現了它的兩個最明亮的伴星系，m32和m110，並且繪製了三者的速描，用雙筒望遠鏡就可以看到它們，在小望遠鏡中也相當顯著。這兩個比較明亮，比較接近的伴星系可以在許多m31的照片中看到，包括本頁面上的這張照片。它們只是圍繞著仙女座大星系的“一大群”較小伴星系中最明亮的兩個，這些伴星系組成了本星系群中的一個子群。到撰寫本文的時候（2003年9月），已經至少發現了其中11個：除了m32和m110以外，還包括了NGC 185（這是william herschel發現的）和NGC 147（由d'arrest發現），以及非常暗淡的矮星系and i，and ii，and iii，可能還有and iv （然而這也可能是一個星團或是遙遠的背景星系），and v，and vi（也被稱為飛馬座矮星系），and vii（也叫仙后座矮星系），和and viii。這個子群中是否包含m33，位於三角座的小旋渦星系，和它可能的伴星系lgs 3，是否包含遙遠的本星系群成員ic 1613，以及可能的成員候選者ugca 86和ugca 92，這些都還不清楚。
仙女座大星系與它的伴星系m32之間，正發生著明顯的相互作用，顯然這是造成m31旋臂結構中大量擾動的原因。由中性氫組成的旋臂和由恆星組成的旋臂之間偏移了4000光年，並且無法連續地延伸到最接近伴星系的區域中。電腦模擬顯示，與一個質量相當於m32的小伴星系的近距離遭遇是可以造成這種擾動的。m32也很有可能在經歷這次近距離遭遇之後，損失了其中大量的恆星，這些恆星散布在仙女座大星系的暈中。
仙女座大星系m31中最明亮的球狀星團，g1，也是本星系群中最明亮的球狀星團；在地球上看，它的視亮度仍然達到了約13.72星等。即使是我們銀河系中最明亮的球狀星團，半人馬座omega，與它相比仍然相形見絀，在極理想的條件下，用較好的業餘設備，10英寸以上的望遠鏡就可以看見它（參見leos ondra發表在sky & telescope，1995年11月第68-69頁的文章）。hubble太空望遠鏡在1994年中期對球狀星團g1進行了研究（結果發表於1996年4月）。在m31的球狀星團中，儘管g1是最容易觀測的一個，但它並不是唯一一個可以被大型業餘望遠鏡觀測到的天體：天文愛好者steve gottlieb通過44cm的望遠鏡觀測到18個m31中的球狀星團。加州kenwood附近，ferguson天文台的觀測者們利用他們14英寸的牛頓反射鏡和cb245 ccd相機拍到了g1和另外四個更暗的m31球狀星團。barmby已經在m31中找到了435個球狀星團候選者，他們估計球狀星團的總數為450 +/- 100。
天文攝影觀測更有優勢，因為攝影能夠累積更暗的光線，可以顯示出旋臂的細節，就像我們的照片那樣：即使使用並不昂貴的器材，愛好者也可以拍到令人吃驚的照片，不論是廣角拍攝還是長焦攝影。當然在攝影觀測領域，更好的器材也總是物有所值，就像我們的照片所展示的，這是由德克薩斯州的愛好者jason ware用6英寸折射鏡拍攝（並且提供的）。在這裡可以看到更多有關這張照片的信息。
仙女座大星系m31中最明亮的恆星雲擁有自己的ngc編號：NGC 206，這是因為william herschel基於他在1786年10月17日的觀測，將這一天體以h v.36的編號編入了他的星表。在我們圖片的左上方可以看到這片明亮的恆星雲，剛好位於一片明顯的暗星雲下方（在大幅照片中非常明顯）。
雖然我們對仙女座大星系已經有了相當多的了解，但對它的距離仍然所知不深，儘管這是我們最了解的星系間距。雖然可以很好地證明，m31比大麥哲倫雲（LMC）遠大約15-16倍，但其絕對數值仍然不確定，目前的資料，通常給出的數值介於240到290萬光年之間——這是由lmc距離的不確定性造成的，因而對整個星系間距尺度都有影響。例如，近來根據來自歐洲航天局的天文測量衛星hipparcos的數據而進行的修正，就使得這一數值提高了超過10個百分點，從約240-250萬光年修正到現在的大約290萬光年。
在“普通”的條件下，對目視觀測來說，仙女座大星系的視大小約為3x1度（精確的數據，就像前面給出的，是178x63角分，而ned的數據是190x60'）。1952-1953年，法國天文學家robert jonckhere利用2英寸雙筒望遠鏡，仔細估計了它的角直徑，發現其大小為5.2乘1.1度（按照mallas的說法），在290萬光年的距離上，對應的星系盤直徑超過250,000光年，即這個星系比我們銀河系的兩倍還要大！它的質量被估計為3到4千萬太陽質量。與最新估計的銀河系質量相比，m31的質量明顯比我們的銀河小，這意味著銀河系比m31緻密得多。對星系暈總質量的最新估計也證實了這一結果，m31約為1.23萬億太陽質量，而銀河係為1.9萬億（evans and wilkinson, 2000）。
hubble太空望遠鏡發現仙女座大星系m31擁有雙重星系核。也許它真的擁有兩個明亮的星系核，這可能是因為它將另一個曾經侵入其中心的較小星系“吞吃掉”的結果；也許這只是單個星系核被黑暗物質，很可能是塵埃，遮蔽之後，留下的兩個明亮部分。就第一種情況而言，第二個星系核應該是本星系群早期歷史中可能出現的劇烈動力學相互作用事件的遺蹟。在第二種情況中，仙女座大星系核心的雙重性只是一種假象，是由暗塵埃雲將m31中心處的單星系核的一部分遮蔽而造成的。
到目前為止，仙女座大星系中只記錄到一顆超新星，即超新星1885，又被稱為仙女座s。這是在我們的銀河系以外，發現的第一顆超新星，是由愛沙尼亞dorpat天文台的ernst hartwig（1851-1923）在1885年8月20日發現的。8月17到20日，超新星的亮度達到6等，數名觀測者都各自獨立地發現了它。然而，只有hartwig意識到它的重要意義。1890年2月，超新星變暗到16等。
