กาแล็กซีแอนโดรเมดาเป็นกาแล็กซีเกลียวมีแถบ^{[ c ]}และเป็นกาแล็กซีขนาดใหญ่ที่อยู่ใกล้กับทางช้างเผือก มากที่สุด เดิมทีมีชื่อว่าเนบิวลาแอนโดรเมดาและถูกจัดอยู่ในแคตตาล็อกเป็นMessier 31 , M31และNGC 224แอนโดรเมดามีเส้นผ่านศูนย์กลางไอโซโฟทัลD ประมาณ46.56 กิโลพาร์เซก(152,000 ปีแสง) ^{[ 9 ]}และอยู่ห่างจากโลกประมาณ765 กิโลพาร์เซก (2.5 ล้านปีแสง)ชื่อของกาแล็กซีมาจากบริเวณบนท้องฟ้าของโลกที่ปรากฏให้เห็น คือกลุ่มดาวแอนโดรเมดาซึ่งตั้งชื่อตามเจ้าหญิงที่เป็นภรรยาของ เพ อร์เซอุสในเทพนิยายกรีก^{[ 9 ]}  

มวลวิเรียลของกาแล็กซีแอนโดรเมดามีขนาดใกล้เคียงกับกาแล็กซีทางช้างเผือก คือ1 ล้านล้าน เท่า ^ของมวลของดวงอาทิตย์(2.0 × 10⁴² กิโลกรัม)การประมาณมวลของกาแล็กซีทั้งสองอย่างแม่นยำนั้นทำได้ยาก แต่เคยเชื่อกันมานานแล้วว่ากาแล็กซีแอนโดรเมดามีมวลมากกว่ากาแล็กซีทางช้างเผือกประมาณ 25% ถึง 50% ^{[ 12 ]}อย่างไรก็ตาม งานวิจัยในช่วงต้นศตวรรษที่ 21 ได้ตั้งคำถามถึงเรื่องนี้ โดยระบุว่ากาแล็กซีแอนโดรเมดาอาจมีมวลน้อยกว่า^{[ 12 ]}และกาแล็กซีทางช้างเผือกอาจมีมวลมากกว่า^{[ 13 ] [ 14 ]}กาแล็กซีแอนโดรเมดามีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ46.56 กิโลพาร์เซก (152,000 ปีแสง)ทำให้เป็นสมาชิกที่ใหญ่ที่สุดของ กลุ่ม กาแล็กซีท้องถิ่น ในแง่ของขนาด ^{[ 14 ]}   

กาแล็กซีทางช้างเผือกและกาแล็กซีแอนโดรเมดามีโอกาสประมาณ 50% ที่จะชนกันในอีก 10  พันล้านปี ข้างหน้า ^{[ 15 ]}และอาจรวมตัวกันเป็นกาแล็กซีรูปวงรี ขนาดยักษ์ ^{[ 16 ]}หรือกาแล็กซีรูปเลนส์ ขนาดใหญ่ ^{[ 17 ]}

กาแล็กซีแอนโดรเมดามีความสว่างปรากฏ 3.4 ซึ่งเป็นหนึ่งใน วัตถุเมสซิเยร์ ที่สว่างที่สุด [ ^{18 ]}และสามารถมองเห็นได้ด้วย^ตาเปล่าจากโลกในคืนที่ไม่มีดวงจันทร์^{[ 19 ]}แม้ว่าจะมองจากพื้นที่ที่มีมลภาวะทางแสง ปานกลาง ก็ตาม^{[ 9 ]}

กาแล็กซีแอนโดรเมดาสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในท้องฟ้ามืด^{[ 22 ]}มีการคาดการณ์ว่ากลุ่มดาวรุ้งของชาวบาบิโลน Mul Dingir Tir-an-na อาจหมายถึง M31 ^{[ 23 ]}ประมาณปีค.ศ. 964 นักดาราศาสตร์ชาวเปอร์เซียAbd al-Rahman al-Sufiได้บรรยายถึงกาแล็กซีแอนโดรเมดาในหนังสือดาวคงที่ ของเขา ว่าเป็น "รอยเปื้อนเนบิวลา" หรือ "เมฆขนาดเล็ก" ^{[ 24 ]}นี่เป็นการอ้างอิงทางประวัติศาสตร์ครั้งแรกเกี่ยวกับกาแล็กซีแอนโดรเมดา และเป็นการอ้างอิงที่เก่าแก่ที่สุดที่รู้จักเกี่ยวกับกาแล็กซีอื่นที่ไม่ใช่ทางช้างเผือก [ ^{25 ]}แผนที่ดาวในยุคนั้นเรียกมันว่าเมฆน้อย^{[ 26 ]}ในปี ค.ศ. 1612 นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันSimon Mariusได้ให้คำอธิบายเบื้องต้นเกี่ยวกับกาแล็กซีแอนโดรเมดาโดยอิงจากการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์^{[ 27 ]} John Flamsteed ได้จัดทำแค ^ตตาล็อกเป็น33 Andromedae ^{[ 28 ]} ในปี 1745 ปิแอร์ หลุยส์ โมแปร์ตุยส์สันนิษฐานว่าจุดที่พร่ามัวนั้นคือจักรวาลเกาะ^{[ 29 ]}ชาร์ลส์ เมสซิเยร์จัดทำแคตตาล็อกแอนโดรมีดาเป็นวัตถุ M31 ในปี 1764 และให้เครดิตมาริอุสอย่างไม่ถูกต้องว่าเป็นผู้ค้นพบ ทั้งๆ ที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า ในปี 1785 นักดาราศาสตร์วิลเลียม เฮอร์เชลสังเกตเห็นสีแดงจางๆ ในบริเวณแกนกลางของแอนโดรมีดา^{[ 19 ]}เขาเชื่อว่าแอนโดรมีดาเป็นเนบิวลาที่อยู่ใกล้ที่สุดในบรรดา " เนบิวลา ขนาดใหญ่ " ทั้งหมด และจากสีและขนาดของเนบิวลาเขาคาดเดาอย่างไม่ถูกต้องว่ามันอยู่ห่างออกไปไม่เกิน 2,000 เท่าของระยะทางจากดาวซิริอุสหรือประมาณ18,000 ปีแสง(5.5 กิโลพาร์เซก) ^{[ 30 ]}  

ในปี พ.ศ. 2393 วิลเลียม พาร์สันส์ เอิร์ลแห่งรอสส์คนที่ 3ได้วาดภาพโครงสร้างเกลียว ของกาแล็กซีแอนโดรเม ดา^{[ 31 ]}

ในปี พ.ศ. 2407 วิลเลียม ฮักกินส์สังเกตว่าสเปกตรัมของแอนโดรเมดาแตกต่างจากสเปกตรัมของเนบิวลาก๊าซ^{[ 32 ]}สเปกตรัมของแอนโดรเมดาแสดงความถี่ต่อเนื่องซ้อนทับด้วยเส้นดูดกลืนแสง สีเข้ม ที่ช่วยระบุองค์ประกอบทางเคมีของวัตถุ สเปกตรัมของแอนโดรเมดามีความคล้ายคลึงกับสเปกตรัมของดาวฤกษ์แต่ละดวงมาก และจากสิ่งนี้ จึงสรุปได้ว่าแอนโดรเมดามีลักษณะเป็นดาวฤกษ์ ในปี พ.ศ. 2428 มีการพบ ซูเปอร์โนวา (รู้จักกันในชื่อS Andromedae ) ในแอนโดรเมดา ซึ่งเป็นซูเปอร์โนวาเพียงดวงเดียวที่เคยพบในกาแล็กซีนั้น^{[ 33 ]}ในขณะนั้น มันถูกเรียกว่า "โนวา พ.ศ. 2428" ^{[ 34 ]} —ความแตกต่างระหว่าง " โนวา " ในความหมายสมัยใหม่กับซูเปอร์โนวายังไม่เป็นที่รู้จัก แอนโดรเมดาถูกพิจารณาว่าเป็นวัตถุที่อยู่ใกล้เคียง และไม่ได้ตระหนักว่า "โนวา" นั้นสว่างกว่าโนวาธรรมดามาก^{[ 35 ] [ 36 ]}

ในปี พ.ศ. 2431 ไอแซค โรเบิร์ตส์ได้ถ่ายภาพแรกๆ ของแอนโดรเมดา ซึ่งในขณะนั้นยังถือว่าเป็นเนบิวลาภายในกาแล็กซีทางช้างเผือก โรเบิร์ตส์เข้าใจผิดคิดว่าแอนโดรเมดาและ "เนบิวลาเกลียว" ที่คล้ายกันเป็นระบบดาวที่กำลังก่อตัว^{[ 37 ] [ 38 ]}

ในปี พ.ศ. 2455 เวสโต สลิเฟอร์ใช้สเปกโตรสโค ปี ในการวัดความเร็วเชิงรัศมีของกาแล็กซีแอนโดรเมดาเมื่อเทียบกับระบบสุริยะซึ่งเป็นความเร็วที่วัดได้สูงสุดที่300 กม./วินาที (190 ไมล์/วินาที ) ^{[ 39 ]}  

สมมติฐาน "จักรวาลเกาะ"

ตั้งแต่ปี ค.ศ. 1755 นักปรัชญาชาวเยอรมันอิมมานูเอล คานต์ได้เสนอสมมติฐานว่าทางช้างเผือกเป็นเพียงหนึ่งในกาแล็กซีจำนวนมากในหนังสือประวัติศาสตร์ธรรมชาติสากลและทฤษฎีแห่งสวรรค์ ของเขา โดยให้เหตุผลว่าโครงสร้างเช่นทางช้างเผือกจะมีลักษณะเหมือนเนบิวลาทรงกลมเมื่อมองจากด้านบน และเหมือนทรงรีหากมองจากมุมหนึ่ง เขาสรุปว่าเนบิวลาทรงรีที่สังเกตได้ เช่น แอนโดรเมดา ซึ่งไม่สามารถอธิบายเป็นอย่างอื่นได้ในขณะนั้น แท้จริงแล้วเป็นกาแล็กซีที่คล้ายกับทางช้างเผือก ไม่ใช่เนบิวลาอย่างที่เชื่อกันโดยทั่วไปว่าแอนโดรเมดาเป็น^{[ 40 ]}

ในปี ค.ศ. 1917 เฮเบอร์ เคอร์ติสสังเกตเห็นโนวาภายในกาแล็กซีแอนโดรเมดา หลังจากค้นหาบันทึกภาพถ่าย ก็พบโนวาเพิ่มอีก 11 ดวง เคอร์ติสสังเกตว่าโนวาเหล่านี้มีความสว่างน้อยกว่าโนวาที่เกิดขึ้นที่อื่นบนท้องฟ้าโดยเฉลี่ย 10 แมกนิ จู ด ส่งผลให้เขาสามารถประมาณระยะทางได้500,000 ปีแสง (32 พันล้านAU)แม้ว่าการประมาณค่านี้จะต่ำกว่าการประมาณค่าที่ดีที่สุดที่มีอยู่ในศตวรรษที่ 21 ถึงประมาณห้าเท่า แต่มันก็เป็นการประมาณระยะทางไปยังแอนโดรเมดาครั้งแรกที่ถูกต้องภายในหนึ่งอันดับความสว่าง (กล่าวคือ ภายในปัจจัยสิบของการประมาณค่าปัจจุบัน ซึ่งระบุระยะทางไว้ที่ประมาณ 2.5 ล้านปีแสง^{[ 2 ] [ 41 ] [ 6 ] [ 42 ]} ) เคอร์ติสกลายเป็นผู้สนับสนุนสมมติฐานที่เรียกว่า "จักรวาลเกาะ" กล่าวคือเนบิวลาเกลียวเป็นกาแล็กซีอิสระ^{[ 43 ]}    

ในปี พ.ศ. 2463 การโต้วาทีครั้งสำคัญระหว่าง^Harlow Shapleyและ Curtis เกิดขึ้นเกี่ยวกับธรรมชาติของทางช้างเผือก เนบิวลาเกลียว และมิติของจักรวาล^[ 44 ^]เพื่อสนับสนุนข้ออ้างของเขาที่ว่าเนบิวลาแอนโดรเมดาขนาดใหญ่เป็นกาแล็กซีภายนอก Curtis ยังสังเกตเห็นการปรากฏของแถบมืดภายในแอนโดรเมดาที่คล้ายกับเมฆฝุ่นในกาแล็กซีทางช้างเผือก รวมถึงการสังเกตการณ์ทางประวัติศาสตร์เกี่ยวกับการเลื่อนดอปเปลอร์ ที่สำคัญของกาแล็กซีแอนโดรเมดา ในปี พ.ศ. 2465 Ernst Öpikได้นำเสนอวิธีการประมาณระยะทางของแอนโดรเมดาโดยใช้ความเร็วที่วัดได้ของดาวฤกษ์ ผลลัพธ์ของเขาทำให้เนบิวลาแอนโดรเมดาอยู่ไกลออกไปจากทางช้างเผือกที่ระยะทางประมาณ450 กิโล พาร์เซก(1,500 กิโลไลต์) ^{[ 33 ]}เอ็ดวิน ฮับเบิลยุติการถกเถียงในปี พ.ศ. 2468 เมื่อเขาระบุดาวแปรแสงเซเฟอิด นอกกาแล็กซี เป็นครั้งแรกจากภาพถ่ายทางดาราศาสตร์ของแอนโดรเมดา ภาพเหล่านี้ถ่ายโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์ขนาด 100 นิ้ว (2.5 เมตร)และทำให้สามารถกำหนดระยะทางของเนบิวลาแอนโดรเมดาขนาดใหญ่ได้ การวัดของเขาแสดงให้เห็นอย่างชัดเจนว่าลักษณะนี้ไม่ใช่กระจุกดาวและก๊าซภายในกาแล็กซีทางช้างเผือก แต่เป็นกาแล็กซีที่แยกออกไปโดยสิ้นเชิงซึ่งตั้งอยู่ในระยะทางที่สำคัญจากทางช้างเผือก^{[ 44 ]}   

ในปี พ.ศ. 2486 วอลเตอร์ บาเดเป็นบุคคลแรกที่จำแนกดาวฤกษ์ในบริเวณใจกลางของกาแล็กซีแอนโดรเมดา บาเดระบุประชากรดาวฤกษ์สองกลุ่มที่แตกต่างกันโดยพิจารณาจากความเป็นโลหะ โดย ตั้งชื่อดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีความเร็วสูงในจานกาแล็กซีว่าประเภทที่ 1และดาวฤกษ์สีแดงที่มีอายุมากกว่าในส่วนนูนของกาแล็กซีว่าประเภทที่ 2 ^{[ 45 ]}ต่อมาได้มีการนำระบบการตั้งชื่อนี้มาใช้กับดาวฤกษ์ภายในกาแล็กซีทางช้างเผือกและที่อื่นๆ (การมีอยู่ของประชากรสองกลุ่มที่แตกต่างกันนี้ได้รับการบันทึกไว้ก่อนหน้านี้โดยแจน ออร์ต ) ^{[ 45 ]}บาเดยังค้นพบว่ามีดาวแปรแสงเซเฟอิดสองประเภท ซึ่งส่งผลให้การประมาณระยะทางไปยังแอนโดรเมดาและส่วนที่เหลือของจักรวาลเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่า^{[ 46 ]}

ในปี พ.ศ. 2493 โรเบิร์ต แฮนเบอรี บราวน์และไซริล ฮาซาร์ดตรวจพบการปล่อย คลื่นวิทยุจากกาแล็กซีแอนโดรเมดา ที่ หอดูดาว จอดเรลล์แบงก์^{[ 47 ] [ 48 ]}แผนที่คลื่นวิทยุแรกของกาแล็กซีถูกสร้างขึ้นในช่วงปี พ.ศ. 2493 โดยจอห์น บอลด์วินและผู้ร่วมงานที่กลุ่มดาราศาสตร์วิทยุเคมบริดจ์ [ ^{49 ] แกน}กลางของกาแล็กซีแอนโดรเมดาเรียกว่า 2C 56 ในแคตตาล็อกดาราศาสตร์วิทยุ2C

ในปี พ.ศ. 2492 การหมุนอย่างรวดเร็วของนิวเคลียสกึ่งดาวฤกษ์ของ M31 ถูกค้นพบโดยAndre Lallemand , M. Duschene และ Merle Walker ^{[ 50 ]}ที่หอดูดาว Lickโดยใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาด 120 นิ้ว, สเปกโทรกราฟคูเด และกล้องอิเล็กตรอนกราฟิกของ Lallemand พวกเขาประเมินมวลของนิวเคลียสได้ประมาณ 1.3 × 10⁷ ^เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ตัวอย่างที่สองของปรากฏการณ์นี้ถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2504 ในนิวเคลียสของ M32 โดย MF Walker ^{[ 51 ]}ที่หอดูดาว Lickโดยใช้อุปกรณ์เดียวกันกับที่ใช้ในการค้นพบนิวเคลียสของ M31 เขาประเมินมวลของนิวเคลียสได้ระหว่าง 0.8 ถึง 1 × 10⁷ ^เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ การหมุนดังกล่าวในปัจจุบันถือเป็นหลักฐานของการมีอยู่ของหลุมดำมวลมหาศาลในนิวเคลียสของกาแล็กซีเหล่านี้

ศตวรรษที่ 21

ในปี 2552 ปรากฏการณ์ไมโครเลนส์ซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่เกิดจากการหักเหของแสงโดยวัตถุขนาดใหญ่ อาจนำไปสู่การค้นพบดาวเคราะห์ดวงแรกในกาแล็กซีแอนโดรเมดา^{[ 53 ]}

ในปี 2020 การสังเกตการณ์การปล่อยคลื่นวิทยุโพลาไรซ์เชิงเส้นด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุสังเคราะห์เวสเตอร์บอร์ก กล้องโทรทรรศน์ วิทยุเอฟเฟลส์เบิร์ก 100 เมตรและอาร์เรย์ขนาดใหญ่มากเผยให้เห็นสนามแม่เหล็กที่เป็นระเบียบเรียงตัวตาม "วงแหวน 10 กิโลพาร์เซก" ของการก่อตัวของก๊าซและดาวฤกษ์^{[ 54 ]}

ในปี 2023 นักดาราศาสตร์สมัครเล่น Marcel Drechsler, Xavier Strottner และ Yann Sainty ได้ประกาศการค้นพบเนบิวลาเปล่งแสงขนาดใหญ่ที่อุดมไปด้วยออกซิเจนทางใต้ของ M31 ใกล้กับดาวฤกษ์สว่าง 35 And เนบิวลานี้ซึ่งปัจจุบันจัดอยู่ในประเภท SDSO-1 มีความสว่างน้อยมาก ต้องใช้เวลาเปิดรับแสงอย่างน้อยหลายสิบชั่วโมงจึงจะตรวจจับได้ และดูเหมือนว่าจะเปล่งแสงเฉพาะออกซิเจน-IIIเท่านั้น^{[ 55 ]}การศึกษาเชิงลึกของบริเวณโดยรอบไม่พบสัญญาณของเนบิวลาออกซิเจนที่สว่างคล้ายกันใกล้กับ M31 หรือสัญญาณของเส้นใยไฮโดรเจนที่เชื่อมต่อกับ SDSO-1 ซึ่งบ่งชี้ถึงอัตราส่วนออกซิเจนต่อไฮโดรเจนที่สูง การวิจัยในปัจจุบันชี้ให้เห็นว่า SDSO-1 มีลักษณะเป็นนอกกาแล็กซี โดยเฉพาะอย่างยิ่งเกิดจากการปฏิสัมพันธ์ระหว่างฮาโลรอบกาแล็กซีของทางช้างเผือกและ M31 แม้ว่าจะต้องมีการวิจัยเพิ่มเติมเพื่อทำความเข้าใจวัตถุนี้อย่างเต็มที่^{[ 56 ]}การศึกษาในภายหลังโดยใช้สเปกโทรสโกปีพบว่าเนบิวลาอยู่ในทางช้างเผือก^{[ 57 ]}การศึกษาหนึ่งพบว่าเนบิวลาเป็นคลื่นกระแทก ของ เนบิวลาดาวเคราะห์ผี รอบ ^ดาวคู่EG Andromedae [ ^{58 ]}

ในปี 2025 นาซาได้เผยแพร่ภาพโมเสกขนาดใหญ่ที่สร้างโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ซึ่งประกอบขึ้นจากภาพที่ซ้อนทับกันประมาณ 600 ภาพ ที่ถ่ายจากการสังเกตการณ์ของฮับเบิลเป็นเวลากว่า 10 ปี ฮับเบิลสามารถแยกแยะดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิสูงกว่าดวงอาทิตย์ได้ประมาณ 200 ล้านดวง แต่ก็ยังเป็นเพียงเศษเสี้ยวของจำนวนดาวฤกษ์ทั้งหมดที่คาดการณ์ไว้ในกาแล็กซี

ระยะทางโดยประมาณของกาแล็กซีแอนโดรเมดาจากกาแล็กซีของเราเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่าในปี พ.ศ. 2496 เมื่อมีการค้นพบว่ามีดาวแปรแสงเซเฟอิด ชนิดที่สองที่สว่างน้อยกว่า ในช่วงทศวรรษ พ.ศ. 2533 การวัดทั้งดาวยักษ์แดง มาตรฐาน และ ดาว กลุ่มสีแดงจาก การวัดของดาวเทียม ฮิปปาร์คอสถูกนำมาใช้เพื่อสอบเทียบระยะทางของดาวเซเฟอิด^{[ 59 ] [ 60 ]}

การก่อตั้งและประวัติความเป็นมา

การรวมตัวครั้งใหญ่เกิดขึ้นเมื่อ 2 ถึง 3  พันล้านปีก่อน ณ ตำแหน่งแอนโดรเมดา ซึ่งเกี่ยวข้องกับกาแล็กซีสองแห่งที่มีอัตราส่วนมวลประมาณ 4 ^{[ 61 ] [ 62 ]}

การค้นพบการรวมตัวกันครั้งล่าสุดในกาแล็กซีแอนโดรเมดานั้น เริ่มจากการตีความความสัมพันธ์ระหว่างอายุและความเร็วที่ผิดปกติ^{[ 63 ]}รวมถึงข้อเท็จจริงที่ว่าเมื่อ 2  พันล้านปีก่อน การก่อตัวของดาวฤกษ์ทั่วทั้งจานของแอนโดรเมดานั้นมีความคึกคักมากกว่าในปัจจุบัน^{[ 64 ]}

การสร้างแบบจำลอง^{[ 61 ]}ของการชนกันอย่างรุนแรงนี้แสดงให้เห็นว่ามันได้ก่อตัวเป็นฮาโล ของกาแล็กซี (ที่อุดมไปด้วยโลหะ) ส่วนใหญ่ รวมถึง Giant Stream ^{[ 65 ]}และจานหนาที่ขยายออก จานบางอายุน้อย และวงแหวนคงที่ 10 kpc ในช่วงเวลานี้ อัตราการก่อตัวของดาวฤกษ์จะสูงมากจนถึงจุดที่กลายเป็นกาแล็กซีอินฟราเรดที่สว่างไสวเป็นเวลาประมาณ 100 ล้านปี การสร้างแบบจำลองยังกู้คืนโปรไฟล์ของส่วนนูน แถบขนาดใหญ่ และโปรไฟล์ความหนาแน่นของฮาโลโดยรวมได้อีกด้วย

กาแล็กซีแอนโดรเมดาและกาแล็กซีไทรแองกูลัม (M33) อาจเคยโคจรผ่านใกล้กันมากเมื่อ 2–4  พันล้านปีก่อน แต่ดูเหมือนจะไม่น่าเป็นไปได้จากการวัดครั้งล่าสุดจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล^{[ 66 ]}

การประมาณระยะทาง

มีการใช้เทคนิคที่แตกต่างกันอย่างน้อยสี่วิธีเพื่อประมาณระยะทางจากโลกไปยังกาแล็กซีแอนโดรเมดา ในปี 2546 โดยใช้ความผันผวนของความสว่างพื้นผิว อินฟราเรด (I-SBF) และปรับค่าสำหรับค่าความสว่างคาบใหม่และการแก้ไขโลหะที่ −0.2 mag dex ⁻¹ใน (O/H) ได้มีการประมาณระยะทางที่ 2.57 ± 0.06 ล้านปีแสง(162.5 ± 3.8 พันล้านAU )วิธีการแปรผันเซเฟอิดในปี 2547 ประมาณระยะทางที่ 2.51 ± 0.13 ล้านปีแสง (770 ± 40 kpc) ^{[ 2 ] [ 41 ]}         

ในปี 2548 มีการค้นพบ ดาวคู่ ที่เกิดสุริยุปราคา ในกาแล็กซีแอนโดรเมดา ดาวคู่นี้^{[ d ]}ประกอบด้วยดาวสีน้ำเงินร้อนสองดวงประเภท O และ B โดยการศึกษาสุริยุปราคาของดาว นักดาราศาสตร์สามารถวัดขนาดของดาวได้ เมื่อทราบขนาดและอุณหภูมิของดาว พวกเขาสามารถวัดค่าความสว่างสัมบูรณ์ ได้ เมื่อ ทราบค่าความสว่าง ที่มองเห็นได้และค่าความสว่างสัมบูรณ์แล้ว ก็สามารถคำนวณระยะทางไปยังดาวได้ ดาวทั้งสองดวงอยู่ห่างออกไป2.52 ± 0.14 ล้านปีแสง (159.4 ± 8.9 พันล้านหน่วยดาราศาสตร์)และกาแล็กซีแอนโดรเมดาทั้งหมดอยู่ห่างออกไปประมาณ2.5 ล้าน ปี แสง(160 พันล้านหน่วยดาราศาสตร์) ^{[ 6 ]}ค่าใหม่นี้สอดคล้องกับค่าระยะทางก่อนหน้านี้ที่ได้จากดาวแปรแสงเซเฟอิดอย่างดีเยี่ยม วิธี TRGBก็ถูกนำมาใช้ในปี 2548 เช่นกัน โดยให้ระยะทาง2.56 ± 0.08 ล้าน ปีแสง ( 161.9 ± 5.1 พันล้านหน่วยดาราศาสตร์) ^{[ 42 ]}เมื่อนำค่าประมาณระยะทางเหล่านี้มาเฉลี่ยรวมกัน จะได้ค่า2.54 ± 0.11 ล้าน ปีแสง ( 160.6 ± 7.0 พันล้านAU) ^{[ e ]}                            

การประมาณมวล

จนถึงปี 2018 การประมาณค่ามวลของฮาโลของกาแล็กซีแอนโดรเมดา (รวมถึงสสารมืด ) ให้ค่าประมาณ1.5 × 10¹⁸¹² M , ^{[ 68 ]}เมื่อเทียบกับ 8 × 10 มวล ของ ทางช้างเผือกอยู่^{ที่ 11 เท่า} ของมวลโลก ซึ่งขัดแย้งกับการวัดก่อนหน้านี้ที่ดูเหมือนจะบ่งชี้ว่ากาแล็กซีแอนโดรเมดาและกาแล็กซีทางช้างเผือกมีมวลเกือบเท่ากัน ในปี 2018 การวัดก่อนหน้านี้ที่ระบุว่ามวลเท่ากันได้รับการยืนยันอีกครั้งด้วยผลลัพธ์จากคลื่นวิทยุ โดยมีมวลประมาณ 8 × 10⁶ เท่า ของมวลโลก ¹¹ M . ^{[ 69 ] [ 70 ] [ 71 ] [ 72 ]} ในปี 2549 ทรงกลมของกาแล็กซีแอนโดรเมดาถูกกำหนดให้มีความหนาแน่นของดาวฤกษ์สูงกว่ากาแล็กซีทางช้างเผือก ^{[ 73 ]}และจานดาวฤกษ์ของกาแล็กซีแอนโดรเมดามีเส้นผ่านศูนย์กลางเป็นสองเท่าของกาแล็กซีทางช้างเผือก ^{[ 10 ]}มวลรวมของกาแล็กซีแอนโดรเมดาคาดว่าอยู่ระหว่าง 8 × 10 ¹¹ M ^{[ 69 ]}และ 1.1 × 10 ¹² M . ^{[ 74 ] [ 75 ]}มวลของดาวฤกษ์ M31 คือ 10–15 × 10 ¹⁰ M โดยมีมวล 30% อยู่ในส่วนนูน กลาง 56% อยู่ในจานและอีก 14% ที่เหลืออยู่ในรัศมีดาวฤกษ์^{[ 76 ]}ผลลัพธ์จากคลื่นวิทยุ (มวลใกล้เคียงกับกาแล็กซีทางช้างเผือก) ควรนำมาพิจารณาเป็นผลลัพธ์ที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดในปี 2018 แม้ว่าเรื่องนี้จะยังอยู่ระหว่างการตรวจสอบอย่างจริงจังโดยกลุ่มวิจัยหลายกลุ่มทั่วโลกก็ตาม 

ณ ปี 2019 การคำนวณในปัจจุบันโดยอิงจากความเร็วหลุดพ้นและการวัดมวลทางพลศาสตร์ระบุว่ากาแล็กซีแอนโดรเมดามีมวล0.8 × 10⁶¹² M , ^{[ 77 ]}ซึ่งเป็นเพียงครึ่งหนึ่งของมวลใหม่ของทางช้างเผือกที่คำนวณในปี 2019 ที่ 1.5 × 10 ¹²ม. . ^{[ 78 ] [ 79 ] [ 80 ]} 

นอกจากดาวฤกษ์แล้วสสารระหว่างดาวฤกษ์ ของกาแล็กซีแอนโดรเมดา ยังประกอบด้วยสสารอย่างน้อย7.2 × 10⁹ M ^{[ 81 ]}ในรูปของไฮโดรเจนที่เป็นกลางอย่างน้อย 3.4 × 10 ⁸ M ไฮโดรเจนโมเลกุล(ภายใน 10 กิโลพาร์เซกส่วนในสุด) และ 5.4 × 10 ฝุ่นละออง ⁷ M ^{[ 82 ]}​ 

กาแล็กซีแอนโดรเมดาถูกล้อมรอบด้วยฮาโลขนาดใหญ่ของก๊าซร้อน ซึ่งคาดว่ามีมวลครึ่งหนึ่งของมวลของดาวฤกษ์ในกาแล็กซี ฮาโลที่แทบมองไม่เห็นนี้ทอดยาวประมาณหนึ่งล้านปีแสงจากกาแล็กซีแม่ ซึ่งอยู่ครึ่งทางไปยังกาแล็กซีทางช้างเผือกของเรา การจำลองกาแล็กซีบ่งชี้ว่าฮาโลก่อตัวขึ้นพร้อมๆ กับกาแล็กซีแอนโดรเมดา ฮาโลนี้อุดมไปด้วยธาตุที่หนักกว่าไฮโดรเจนและฮีเลียม ซึ่งเกิดจากซูเปอร์โนวาและคุณสมบัติของมันเป็นไปตามที่คาดไว้สำหรับกาแล็กซีที่อยู่ใน "หุบเขาสีเขียว" ของแผนภาพสี-ความสว่างของกาแล็กซี (ดูด้านล่าง ) ซูเปอร์โนวาปะทุขึ้นในจานดาวฤกษ์ของกาแล็กซีแอนโดรเมดาและขับไล่ธาตุหนักเหล่านี้ออกไปในอวกาศ ตลอดช่วงอายุของกาแล็กซีแอนโดรเมดา เกือบครึ่งหนึ่งของธาตุหนักที่สร้างขึ้นโดยดาวฤกษ์ของมันได้ถูกขับไล่ออกไปไกลเกินกว่าจานดาวฤกษ์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 200,000 ปีแสงของกาแล็กซี^{[ 83 ] [ 84 ] [ 85 ] [ 86 ]}

ซูมเข้าไปดูใกล้ๆ กาแล็กซีแอนโดรเมดา – ภาพพาโนรามาของดวงดาวในฉากหน้าและใจกลางกาแล็กซีแอนโดรเมดา ภาพนี้เป็นภาพที่ใหญ่ที่สุดเท่าที่กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเคยถ่ายมา

จากลักษณะที่ปรากฏภายใต้แสงที่มองเห็นได้ กาแล็กซีแอนโดรเมดาถูกจัดประเภทเป็นกาแล็กซี SA(s)b ใน ระบบการจำแนกประเภท กาแล็กซีเกลียวแบบขยายของเดอ วาคูเลอร์ส-ซานเดจ^{[ 1 ]}อย่างไรก็ตาม ข้อมูลอินฟราเรดจาก การสำรวจ 2MASSและกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์แสดงให้เห็นว่าแอนโดรเมดาเป็นกาแล็กซีเกลียวแบบมีแถบเช่นเดียวกับทางช้างเผือก โดยแกนหลักของแถบของแอนโดรเมดาจะหมุนทวนเข็มนาฬิกา 55 องศาจากแกนหลักของจาน^{[ 94 ]}

ในทางดาราศาสตร์มีวิธีการต่างๆ ที่ใช้ในการกำหนดขนาดของกาแล็กซี และแต่ละวิธีอาจให้ผลลัพธ์ที่แตกต่างกัน วิธีที่ใช้กันทั่วไปคือมาตรฐาน D เส้นไอโซโฟตที่ความสว่างเชิงโฟโตเมตริกของกาแล็กซีในแถบ B (  ความยาวคลื่นแสง 445 นาโนเมตร ในส่วนสีน้ำเงินของสเปกตรัมที่มองเห็นได้ ) ถึง 25 แมก/อาร์คเซค² ^{[ 95 ] แค}ตตาล็อกอ้างอิงที่สามของกาแล็กซีสว่าง (RC3) ใช้มาตรฐานนี้สำหรับแอนโดรเมดาในปี 1991 ทำให้ได้เส้นผ่านศูนย์กลางไอโซโฟตที่46.56 กิโลพาร์เซก (152,000 ปีแสง)ที่ระยะทาง 2.5  ล้านปีแสง^{[ 9 ]}การประมาณค่าก่อนหน้านี้จากปี 1981 ให้เส้นผ่านศูนย์กลางของแอนโดรเมดาที่54 กิโลพาร์เซก (176,000 ปีแสง ) ^{[ 96 ]}

การศึกษาในปี 2548 โดยกล้องโทรทรรศน์ Keckแสดงให้เห็นถึงการมีอยู่ของกลุ่มดาวที่เบาบาง หรือรัศมีกาแล็กซีที่แผ่ขยายออกไปจากกาแล็กซี^{[ 10 ]}ดาวฤกษ์ในรัศมีนี้มีพฤติกรรมที่แตกต่างจากดาวฤกษ์ในจานกาแล็กซีหลักของแอนโดรเมดา โดยดาวฤกษ์ในจานหลักมีวงโคจรที่ไม่เป็นระเบียบ ในขณะที่ดาวฤกษ์ในจานหลักมีวงโคจรที่เป็นระเบียบกว่าและมีความเร็วสม่ำเสมอที่ 200  กม./วินาที^{[ 10 ]}รัศมีที่กระจายตัวนี้แผ่ขยายออกไปจากจานหลักของแอนโดรเมดาด้วยเส้นผ่านศูนย์กลาง67.45 กิโลพาร์เซก (220,000 ปีแสง ) ^{[ 10 ]}

กาแล็กซีเอียงทำมุมประมาณ 77° เมื่อเทียบกับโลก (โดยมุม 90° จะเป็นการมองจากด้านข้าง) การวิเคราะห์รูปร่างภาคตัดขวางของกาแล็กซีดูเหมือนจะแสดงให้เห็นถึงการบิดเบี้ยวที่เด่นชัดเป็นรูปตัว S มากกว่าที่จะเป็นเพียงแผ่นดิสก์แบนๆ^{[ 97 ]}สาเหตุที่เป็นไปได้ของการบิดเบี้ยวดังกล่าวอาจเกิดจากปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงกับกาแล็กซีบริวารใกล้กับกาแล็กซีแอนโดรเมดา กาแล็กซีM33อาจเป็นสาเหตุของการบิดเบี้ยวบางส่วนในแขนของแอนโดรเมดา แม้ว่าจะต้องใช้ระยะทางและความเร็วเชิงรัศมีที่แม่นยำกว่านี้ก็ตาม

การศึกษาทางสเปกโทรสโกปีได้ให้ข้อมูลการวัดความเร็วในการหมุนของกาแล็กซีแอนโดรเมดา อย่างละเอียด โดยพิจารณาจากระยะทางรัศมีจากแกนกลาง ความเร็วในการหมุนมีค่าสูงสุด225 กิโลเมตรต่อวินาที (140 ไมล์ต่อวินาที) ที่ระยะ 1,300 ปี แสง (82 ล้านหน่วยดาราศาสตร์)จากแกนกลาง และมีค่าต่ำสุดอาจต่ำถึง50 กิโลเมตรต่อวินาที (31 ไมล์ต่อวินาที)ที่ ระยะ 7,000 ปีแสง (440 ล้านหน่วยดาราศาสตร์)จากแกนกลาง เมื่อออกไปไกลกว่านั้น ความเร็วในการหมุนจะเพิ่มขึ้นจนถึงรัศมี33,000 ปี แสง (2.1 พันล้านหน่วยดาราศาสตร์)ซึ่งจะถึงจุดสูงสุดที่250 กิโลเมตรต่อวินาที (160 ไมล์ต่อวินาที)ความเร็วจะค่อยๆ ลดลงหลังจากระยะนั้น โดยลดลงเหลือประมาณ200 กิโลเมตรต่อวินาที (120 ไมล์ต่อวินาที)ที่ ระยะ 80,000 ปีแสง(5.1 พันล้านหน่วยดาราศาสตร์)การวัดความเร็วเหล่านี้บ่งชี้ถึงมวลที่กระจุกตัวอยู่ประมาณ6 × 10                    ⁹ M ในนิวเคลียสมวลรวมของกาแล็กซีเพิ่มขึ้นเป็นเส้นตรงจนถึง 45,000 ly (2.8 พันล้านAU)จากนั้นจะเพิ่มขึ้นช้าลงเมื่อเกินรัศมีนั้น ^{[ 98 ]}    

แขนกังวลของกาแล็กซีแอนโดรเมดาถูกวาดโครงร่างโดยชุดของบริเวณ HII ซึ่ง วอลเตอร์ บาเดศึกษาอย่างละเอียดเป็นครั้งแรกและอธิบายว่ามีลักษณะคล้าย "ลูกปัดบนเส้นเชือก" การศึกษาของเขาแสดงให้เห็นแขนกังวลสองแขนที่ดูเหมือนจะพันกันแน่น แม้ว่าจะมีระยะห่างมากกว่าในกาแล็กซีของเราก็ตาม^{[ 99 ]}คำอธิบายของเขาเกี่ยวกับโครงสร้างกังวล ขณะที่แขนแต่ละข้างตัดกับแกนหลักของกาแล็กซีแอนโดรเมดา มีดังนี้^{[ 100 ] §pp1062 [ 101 ] §pp92} :

เนื่องจากกาแล็กซีแอนโดรเมดาถูกมองเห็นในแนวเฉียง จึงเป็นการยากที่จะศึกษาโครงสร้างเกลียวของมัน ภาพที่ปรับแก้แล้วของกาแล็กซีดูเหมือนจะแสดงให้เห็นกาแล็กซีเกลียวปกติ โดยมีแขนตามสองแขนที่ต่อเนื่องกันซึ่งแยกจากกันอย่างน้อยประมาณ13,000 ปีแสง(820 ล้านAU )และสามารถติดตามออกไปด้านนอกได้จากระยะทางประมาณ1,600 ปีแสง (100 ล้านAU)จากแกนกลาง โครงสร้างเกลียวทางเลือกได้รับการเสนอ เช่น แขนเกลียวเดี่ยว^{[ 102 ]}หรือ รูปแบบ ฟลอคคูลันต์^{[ 103 ]}ของแขนเกลียวที่ยาว เป็นเส้นใย และหนา^{[ 1 ] [ 104 ]}      

^{สาเหตุที่น่า จะ}เป็นไปได้มากที่สุดของการบิดเบือนรูปแบบเกลียวคือปฏิสัมพันธ์กับดาวบริวารของกาแล็กซีM32และM110 ^{[ 105} ] ซึ่งสามารถเห็นได้จากการเคลื่อนที่ของกลุ่มเมฆไฮโดรเจนที่เป็นกลางออกจากดาวฤกษ์^{[ 106 ]}

ในปี พ.ศ. 2541 ภาพจากหอดูดาวอินฟราเรดอวกาศขององค์การอวกาศยุโรปแสดงให้เห็นว่ารูปร่างโดยรวมของกาแล็กซีแอนโดรเมดาอาจกำลังเปลี่ยนไปเป็นกาแล็กซีวงแหวนก๊าซและฝุ่นภายในกาแล็กซีโดยทั่วไปก่อตัวเป็นวงแหวนที่ซ้อนทับกันหลายวง โดยมีวงแหวนที่โดดเด่นเป็นพิเศษก่อตัวขึ้นที่รัศมี32,000 ปีแสง (9.8 กิโลพาร์เซก)จากแกนกลาง^{[ 107 ]}ซึ่งนักดาราศาสตร์บางคนตั้งชื่อเล่นว่าวงแหวนแห่งไฟ^{[ 108 ]}วงแหวนนี้ถูกซ่อนจากภาพแสงที่มองเห็นได้ของกาแล็กซีเนื่องจากประกอบด้วยฝุ่นเย็นเป็นหลัก และการก่อตัวของดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ที่เกิดขึ้นในกาแล็กซีแอนโดรเมดาจะกระจุกตัวอยู่ที่นั่น^{[ 109 ]}  

การศึกษาในภายหลังโดยใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์แสดงให้เห็นว่าโครงสร้างเกลียวของกาแล็กซีแอนโดรเมดาในย่านอินฟราเรดดูเหมือนจะประกอบด้วยแขนเกลียวสองแขนที่โผลออกมาจากแท่งกลางและต่อเนื่องออกไปนอกวงแหวนขนาดใหญ่ที่กล่าวถึงข้างต้น อย่างไรก็ตาม แขนเหล่านั้นไม่ได้ต่อเนื่องกันและมีโครงสร้างเป็นส่วนๆ^{[ 105 ]}

การตรวจสอบอย่างละเอียดของบริเวณภายในของกาแล็กซีแอนโดรเมดาด้วยกล้องโทรทรรศน์ตัวเดียวกันยังแสดงให้เห็นวงแหวนฝุ่นขนาดเล็กกว่า ซึ่งเชื่อกันว่าเกิดจากการปฏิสัมพันธ์กับ M32 เมื่อกว่า 200 ล้านปีก่อน การจำลองแสดงให้เห็นว่ากาแล็กซีขนาดเล็กเคลื่อนที่ผ่านจานของกาแล็กซีแอนโดรเมดาตามแกนขั้วของกาแล็กซี การชนกันนี้ทำให้มวลมากกว่าครึ่งหนึ่งของ M32 ที่มีขนาดเล็กกว่าหายไป และสร้างโครงสร้างวงแหวนในแอนโดรเมดา^{[ 110 ]} การมีอยู่ร่วมกันของลักษณะคล้ายวงแหวนขนาดใหญ่ที่รู้จักกันมานานในก๊าซของเมสซิเยร์ 31 ควบคู่ไปกับโครงสร้างคล้ายวงแหวนด้านในที่เพิ่งค้นพบใหม่นี้ ซึ่งเยื้องออกจากจุดศูนย์กลางมวล บ่ง ชี้ว่ามีการชนกันแบบเกือบจะตรงๆ กับดาวเทียม M32 ซึ่งเป็นเหตุการณ์การปะทะแบบ Cartwheelใน รูปแบบที่เบากว่า ^{[ 111 ]}

การศึกษารัศมีวงโคจรที่ขยายออกไปของกาแล็กซีแอนโดรเมดาแสดงให้เห็นว่ามันเทียบได้กับรัศมีวงโคจรของกาแล็กซีทางช้างเผือก โดยดาวฤกษ์ในรัศมีวงโคจรโดยทั่วไปจะมี " โลหะน้อย " และยิ่งน้อยลงเมื่อระยะทางไกลขึ้น^{[ 73 ]}หลักฐานนี้บ่งชี้ว่ากาแล็กซีทั้งสองได้ดำเนินตามเส้นทางการวิวัฒนาการที่คล้ายคลึงกัน พวกมันน่าจะมีการสะสมและดูดกลืนกาแล็กซีมวลน้อยประมาณ 100–200 กาแล็กซีในช่วง 12  พันล้านปี ที่ผ่านมา ^{[ 112 ]}ดาวฤกษ์ในรัศมีวงโคจรที่ขยายออกไปของกาแล็กซีแอนโดรเมดาและกาแล็กซีทางช้างเผือกอาจขยายออกไปเกือบหนึ่งในสามของระยะทางที่แยกกาแล็กซีทั้งสองออกจากกัน

นิวเคลียส

กาแล็กซีแอนโดรเมดาเป็นที่รู้จักกันดีว่ามีกระจุกดาวหนาแน่นและกะทัดรัดอยู่ที่ใจกลาง คล้ายกับ กาแล็กซี ทางช้างเผือกกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่สร้างภาพลวงตาของดาวที่ฝังอยู่ในส่วนนูนที่กระจายตัวมากกว่าโดยรอบ ในปี 1991 กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลถูกใช้เพื่อถ่ายภาพนิวเคลียสชั้นในของกาแล็กซีแอนโดรเมดา นิวเคลียสประกอบด้วยกลุ่มดาวสองกลุ่มที่แยกจากกัน1.5 pc (4.9 ปีแสง)กลุ่มดาวที่สว่างกว่า เรียกว่า P1 อยู่เยื้องจากใจกลางของกาแล็กซี กลุ่มดาวที่สลัวกว่า P2 อยู่ที่ใจกลางที่แท้จริงของกาแล็กซีและมีกระจุกดาวฝังอยู่ เรียกว่า P3 ^{[ 113 ]}ซึ่งประกอบด้วยดาว Aที่สว่างในรังสี UV จำนวนมาก และหลุมดำมวลมหาศาลเรียกว่า M31* ^{[ 114 ] [ 115 ]}หลุมดำนี้จัดอยู่ในประเภทAGN ที่มีความสว่างต่ำ (LLAGN) และตรวจพบได้เฉพาะในคลื่นวิทยุและรังสีเอกซ์เท่านั้น^{[ 115 ]}มันสงบในช่วงปี 2004–2005 แต่มีความแปรปรวนสูงในช่วงปี 2006–2007 ^{[ 114 ]}เกิดการปะทุของรังสีเอ็กซ์เพิ่มเติมในปี 2013 ^{[ 116 ]}มวลของ M31* ถูกวัดที่ 3–5 × 10 ⁷ M ในปี 1993 ^{[ 117 ]}และที่ 1.1–2.3 × 10 ⁸ M ในปี 2005 ^{[ 113 ]}การกระจายความเร็วของวัสดุรอบๆ นั้นถูกวัดได้ประมาณ ≈ 160 กม ^. /วินาที(100 ไมล์/วินาที) [ ^{118 ]}    

มีการเสนอว่านิวเคลียสคู่ที่สังเกตได้นั้นสามารถอธิบายได้หาก P1 เป็นการฉายภาพของจานดาวฤกษ์ในวงโคจรวงรีรอบหลุมดำกลาง^{[ 119 ]}ความเยื้องศูนย์นั้นทำให้ดาวฤกษ์ยังคงอยู่ที่จุดไกลสุด ของวงโคจร ทำให้เกิดการรวมตัวของดาวฤกษ์ มีการตั้งสมมติฐานว่าจานวงรีดังกล่าวอาจเกิดขึ้นจากผลของการรวมตัวของหลุมดำก่อนหน้านี้ ซึ่งการปล่อยคลื่นแรงโน้มถ่วงอาจ "ผลัก" ดาวฤกษ์ให้กระจายตัวเป็นวงรีในปัจจุบัน^{[ 120 ]} P2 ยังประกอบด้วยจานดาวฤกษ์ร้อนประเภทสเปกตรัม A ที่หนาแน่น ดาวฤกษ์ประเภท A นั้นไม่ปรากฏชัดในตัวกรองสีแดง แต่ในแสงสีน้ำเงินและรังสีอัลตราไวโอเลต พวกมันจะเด่นในนิวเคลียส ทำให้ P2 ดูเด่นชัดกว่า P1 ^{[ 121 ]}

ในขณะที่ในช่วงแรกของการค้นพบ มีการตั้งสมมติฐานว่าส่วนที่สว่างกว่าของนิวเคลียสคู่เป็นส่วนที่เหลือของกาแล็กซีขนาดเล็กที่ถูก "กลืนกิน" โดยกาแล็กซีแอนโดรเมดา^{[ 122 ]}แต่ปัจจุบันไม่ถือว่าเป็นคำอธิบายที่ใช้ได้อีกต่อไป ส่วนใหญ่เป็นเพราะนิวเคลียสดังกล่าวจะมีอายุสั้นมากเนื่องจากการถูกทำลายจากแรงดึงดูดของหลุมดำตรงกลาง แม้ว่าสิ่งนี้อาจได้รับการแก้ไขบางส่วนหาก P1 มีหลุมดำของตัวเองเพื่อทำให้มันเสถียร แต่การกระจายตัวของดาวฤกษ์ใน P1 ไม่ได้บ่งชี้ว่ามีหลุมดำอยู่ที่ศูนย์กลาง^{[ 119 ]}

เห็นได้ชัดว่าในช่วงปลายปี 1968 ไม่มีการตรวจพบรังสีเอ็กซ์ จากกาแล็กซีแอนโดรเมดา ^{[ 123 ]} การบิน บอลลูนเมื่อวันที่ 20 ตุลาคม 1970 ได้กำหนดขีดจำกัดบนสำหรับรังสีเอ็กซ์พลังงานสูงที่สามารถตรวจจับได้จากกาแล็กซีแอนโดรเมดา^{[ 124 ]} การสำรวจท้องฟ้าทั้งหมด Swift BAT ประสบความสำเร็จในการตรวจพบรังสีเอ็กซ์พลังงานสูงที่มาจากบริเวณที่มีจุดศูนย์กลางอยู่ห่างจากศูนย์กลางกาแล็กซี 6 อาร์คเซคอนด์ การปล่อยรังสีที่สูงกว่า 25 keV ในภายหลังพบว่ามีต้นกำเนิดมาจากแหล่งกำเนิดเดียวชื่อ3XMM J004232.1+411314และระบุว่าเป็นระบบไบนารีที่วัตถุขนาดกะทัดรัด ( ดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ) ดูดกลืนสสารจากดาวฤกษ์^{[ 125 ]}

นับตั้งแต่นั้นมา มีการตรวจพบแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์หลายแหล่งในกาแล็กซีแอนโดรเมดา โดยใช้การสังเกตการณ์จาก หอดูดาวโคจร XMM-Newton ของ องค์การอวกาศยุโรป (ESA) Robin Barnard และคณะได้ตั้งสมมติฐานว่าสิ่งเหล่านี้เป็นหลุมดำหรือดาวนิวตรอน ที่เป็นไปได้ ซึ่งกำลังให้ความร้อนแก่ก๊าซที่เข้ามาจนถึงระดับหลายล้านเคลวินและปล่อยรังสีเอกซ์ออกมา ดาวนิวตรอนและหลุมดำสามารถแยกแยะได้โดยหลักๆ แล้วจากการวัดมวลของพวกมัน^{[ 126 ]}การสำรวจของ ภารกิจอวกาศ NuSTARได้ระบุวัตถุประเภทนี้ 40 ชิ้นในกาแล็กซี^{[ 127 ]} ในปี 2012 มีการตรวจพบ ไมโครควาซาร์ซึ่งเป็นการระเบิดของคลื่นวิทยุที่แผ่ออกมาจากหลุมดำขนาดเล็กกว่าในกาแล็กซีแอนโดรเมดา หลุมดำต้นกำเนิดตั้งอยู่ใกล้ศูนย์กลางกาแล็กซีและมี ประมาณ 10 M☉มันถูกค้นพบผ่านข้อมูลที่รวบรวมโดย ยานสำรวจ XMM-Newtonขององค์การอวกาศยุโรปและต่อมาได้รับการสังเกตโดยภารกิจ Swift Gamma-Ray BurstของNASAและหอดูดาวรังสีเอ็กซ์ Chandra , Very Large ArrayและVery Long Baseline Arrayไมโครควาซาร์นี้เป็นตัวแรกที่ถูกสังเกตภายในกาแล็กซีแอนโดรเมดาและเป็นตัวแรกที่อยู่นอกกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 128 ]}

มีกระจุกดาวทรงกลม ประมาณ 460 กระจุก ที่เกี่ยวข้องกับกาแล็กซีแอนโดรเมดา^{[ 130 ]}กระจุกดาวที่มีมวลมากที่สุด ซึ่งระบุว่าเป็นMayall IIหรือที่รู้จักกันในชื่อ Globular One มีความสว่างมากกว่ากระจุกดาวทรงกลมอื่นๆ ที่รู้จักใน กลุ่ม กาแล็กซีท้องถิ่น^{[ 131 ]}มันประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายล้านดวงและมีความสว่างประมาณสองเท่าของOmega Centauri ซึ่งเป็น กระจุกดาวทรงกลมที่สว่างที่สุดที่รู้จักในทางช้างเผือกMayall II (หรือที่รู้จักกันในชื่อ Globular One หรือ G1) มีประชากรดาวฤกษ์หลายกลุ่มและโครงสร้างที่มีมวลมากเกินกว่าจะเป็นกระจุกดาวทรงกลมทั่วไป ด้วยเหตุนี้ บางคนจึงพิจารณาว่า Mayall II เป็นแกนกลางที่เหลืออยู่ของกาแล็กซีแคระที่ถูกแอนโดรเมดากลืนกินไปในอดีตอันไกลโพ้น^{[ 132 ]}กระจุกดาวที่มีความสว่างปรากฏมากที่สุดคือ G76 ซึ่งตั้งอยู่ในครึ่งตะวันออกของแขนด้านตะวันตกเฉียงใต้^{[ 26 ]} กระจุกดาวทรงกลมขนาดใหญ่อีกกระจุกหนึ่งชื่อ 037-B327 (หรือที่รู้จักกันในชื่อ Bol 37) ซึ่งถูกค้นพบในปี 2549 เนื่องจากมีสีแดงเข้มจากฝุ่นระหว่างดาว ของกาแล็กซีแอนโดรเม ดา เชื่อกันว่ามีมวลมากกว่า Mayall II และเป็นกระจุกดาวที่ใหญ่ที่สุดในกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่น^{[ 133 ]}อย่างไรก็ตาม การศึกษาอื่นๆ แสดงให้เห็นว่าจริงๆ แล้วมันมีคุณสมบัติคล้ายกับ Mayall II ^{[ 134 ]}

กระจุกดาวทรงกลมของกาแล็กซีทางช้างเผือกซึ่งแสดงการกระจายอายุที่ค่อนข้างต่ำนั้นแตกต่างจากกระจุกดาวทรงกลมของกาแล็กซีแอนโดรเมดาซึ่งมีช่วงอายุที่กว้างกว่ามาก ตั้งแต่ระบบที่มีอายุเท่ากับกาแล็กซีเองไปจนถึงระบบที่อายุน้อยกว่ามาก โดยมีอายุระหว่างไม่กี่ร้อยล้านปีถึงห้าพันล้านปี^{[ 135 ]}

ในปี 2548 นักดาราศาสตร์ค้นพบกระจุกดาวชนิดใหม่ในกาแล็กซีแอนโดรเมดา กระจุกดาวที่ค้นพบใหม่นี้ประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายแสนดวง ซึ่งมีจำนวนดาวฤกษ์ใกล้เคียงกับที่พบในกระจุกดาวทรงกลม สิ่งที่ทำให้กระจุกดาวเหล่านี้แตกต่างจากกระจุกดาวทรงกลมก็คือ กระจุกดาวเหล่านี้มีขนาดใหญ่กว่ามาก โดยมีขนาดกว้างหลายร้อยปีแสง และมีความหนาแน่นน้อยกว่าหลายร้อยเท่า ดังนั้น ระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์ในกระจุกดาวขยายที่ค้นพบใหม่นี้จึงมากกว่ามาก^{[ 136 ]}

กระจุกดาวทรงกลมที่มีมวลมากที่สุดในกาแล็กซีแอนโดรเมดา B023-G078 น่าจะมีหลุมดำขนาดกลางอยู่ตรงกลางที่มีมวลเกือบ 100,000 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 137 ]}

เช่นเดียวกับกาแล็กซีทางช้างเผือก กาแล็กซีแอนโดรเมดามีกาแล็กซีบริวาร ขนาดเล็กกว่า ซึ่งประกอบด้วยกาแล็กซีแคระ ที่รู้จักกันมากกว่า 20 แห่ง ประชากรกาแล็กซีแคระของกาแล็กซีแอนโดรเมดามีความคล้ายคลึงกับกาแล็กซีทางช้างเผือกมาก แต่กาแล็กซีเหล่านี้มีจำนวนมากกว่ามาก^{[ 139 ]}กาแล็กซีบริวารที่รู้จักกันดีที่สุดและสังเกตได้ง่ายที่สุดคือM32และM110จากหลักฐานในปัจจุบัน ดูเหมือนว่า M32 เคยเข้าใกล้กาแล็กซีแอนโดรเมดาในอดีต M32 อาจเคยเป็นกาแล็กซีขนาดใหญ่กว่าที่จานดาวของมันถูก M31 กำจัดออกไป และเกิดการก่อตัวของดาวฤกษ์ เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว ในบริเวณแกนกลาง ซึ่งคงอยู่จนถึงอดีตอันใกล้^{[ 140 ]}

M110 ดูเหมือนจะมีปฏิสัมพันธ์กับกาแล็กซีแอนโดรเมดา และนักดาราศาสตร์ได้พบกระแสของดาวฤกษ์ที่มีโลหะสูงในรัศมีของกาแล็กซีแอนโดรเมดา ซึ่งดูเหมือนว่าจะถูกดึงมาจากกาแล็กซีบริวารเหล่านี้^{[ 141 ]} M110 มีแถบฝุ่น ซึ่งอาจบ่งชี้ถึงการก่อตัวของดาวฤกษ์เมื่อเร็วๆ นี้หรือที่กำลังดำเนินอยู่^{[ 142 ]} M32 ก็มีประชากรดาวฤกษ์อายุน้อยเช่นกัน^{[ 143 ]}

กาแล็กซีไทรแองกูลัมเป็นกาแล็กซีที่ไม่ใช่กาแล็กซีแคระซึ่งอยู่ห่างจากแอนโดรเมดา 750,000 ปีแสง ปัจจุบันยังไม่ทราบแน่ชัดว่าเป็นดาวบริวารของแอนโดรเมดาหรือไม่^{[ 144 ]}

ในปี พ.ศ. 2549 มีการค้นพบว่ากาแล็กซีบริวารทั้งเก้าแห่งอยู่ในระนาบที่ตัดกับแกนกลางของกาแล็กซีแอนโดรเมดา พวกมันไม่ได้เรียงตัวแบบสุ่มอย่างที่คาดหวังจากปฏิสัมพันธ์ที่เป็นอิสระ นี่อาจบ่งชี้ถึงต้นกำเนิดร่วมกันของดาวบริวารจากแรงดึงดูดระหว่างกัน^{[ 145 ]}

กาแล็กซีแอนโดรเมดากำลังเข้าใกล้กาแล็กซีทางช้างเผือกด้วยความเร็วประมาณ110 กิโลเมตร (68 ไมล์)ต่อวินาที^{[ 146 ]}มีการวัดความเร็วในการเข้าใกล้เมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์ที่ประมาณ300 กิโลเมตร/วินาที (190 ไมล์/วินาที) ^{[ 1 ]}เนื่องจากดวงอาทิตย์โคจรรอบศูนย์กลางของกาแล็กซีด้วยความเร็วประมาณ225 กิโลเมตร/วินาที (140 ไมล์/วินาที)ทำให้กาแล็กซีแอนโดรเมดาเป็นหนึ่งในกาแล็กซีที่มีการเลื่อนไปทางสีน้ำเงิน ที่สังเกตได้ประมาณ 100 แห่ง ^{[ 147 ]}ความเร็วสัมผัสหรือความเร็วด้านข้างของกาแล็กซีแอนโดรเมดาเมื่อเทียบกับกาแล็กซีทางช้างเผือกนั้นไม่แน่นอน แต่คาดว่าจะน้อยกว่าความเร็วในการเข้าใกล้ หลังจากที่วัดความเร็วด้านข้างได้เป็นครั้งแรก มีการคาดการณ์ว่าแอนโดรเมดาจะชนกับกาแล็กซีทางช้างเผือกโดยตรงในอีกประมาณ 4 พันล้านปีข้างหน้า^{[ 148 ]}อย่างไรก็ตาม การคำนวณในภายหลัง ซึ่งรวมถึงการวัดความเร็วด้านข้างที่สูงขึ้นจากGaia (ยานอวกาศ)และผลกระทบของ กาแล็กซี กลุ่มท้องถิ่น อื่นๆ พบว่ามีความน่าจะเป็นของการรวมตัวกันน้อยลงมาก^{[ 15 ]}     

ผลลัพธ์ที่เป็นไปได้ของการชนกันคือกาแล็กซีจะรวมตัวกันเพื่อก่อตัวเป็นกาแล็กซีรูปวงรี ขนาดยักษ์ ^{[ 149 ]}หรืออาจเป็นกาแล็กซีจานขนาดใหญ่[ 17 ^{]เหตุการณ์เช่น}นี้เกิดขึ้นบ่อยครั้งในหมู่กาแล็กซีในกลุ่มกาแล็กซีชะตากรรมของโลกและระบบสุริยะในกรณีที่เกิดการชนกันยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด ก่อนที่กาแล็กซีจะรวมตัวกัน มีโอกาสเล็กน้อยที่ระบบสุริยะอาจถูกขับออกจากกาแล็กซีทางช้างเผือกหรือเข้าร่วมกับกาแล็กซีแอนโดรเมดา^{[ 150 ]}

ภายใต้สภาพการมองเห็นส่วนใหญ่ กาแล็กซีแอนโดรเมดาเป็นหนึ่งในวัตถุที่อยู่ไกลที่สุดที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าเนื่องจากขนาดที่ใหญ่โตมหาศาล ( สามารถมอง เห็น M33และM81 ได้สำหรับผู้สังเกตการณ์ที่มีสายตาดีเป็นพิเศษ ภายใต้ท้องฟ้า ที่มืดสนิท ) ^{[ 153 ] [ 154 ] [ 155 ] [ 156 ]} กลุ่มดาวแอนโดรเมดา ซึ่งเป็นที่ตั้งของกาแล็กซี มักจะพบได้โดยใช้กลุ่มดาวแคสซิโอเปียหรือ กลุ่มดาว เพกาซัสซึ่งมักจะจดจำได้ง่ายกว่าในแวบแรก กาแล็กซีแอนโดรเมดาจะมองเห็นได้ดีที่สุดในคืนฤดูใบไม้ร่วงในซีกโลกเหนือเมื่อมันเคลื่อนผ่านเหนือศีรษะสูง โดยจะขึ้นสูงสุดประมาณเที่ยงคืนในเดือนตุลาคม และเร็วขึ้นสองชั่วโมงในแต่ละเดือนถัดไป ในช่วงเย็น กาแล็กซีแอนโดรเมดาจะขึ้นทางทิศตะวันออกในเดือนกันยายน และตกทางทิศตะวันตกในเดือนกุมภาพันธ์^{[ 157 ]} จาก ซีก โลกใต้กาแล็กซีแอนโดรเมดาจะมองเห็นได้ระหว่างเดือนตุลาคมถึงธันวาคม โดยจะมองเห็นได้ดีที่สุดจากทางเหนือสุดเท่าที่จะเป็นไปได้กล้องส่องทางไกลสามารถเผยให้เห็นโครงสร้างขนาดใหญ่บางส่วนของกาแล็กซีและกาแล็กซีบริวาร ที่สว่างที่สุดสอง แห่งคือM32และM110 ^{[ 158 ]}กล้องโทรทรรศน์สมัครเล่นสามารถเผยให้เห็นจานของแอนโดรเมดา กระจุกดาวทรงกลมที่สว่างที่สุดบางส่วน แถบฝุ่นมืด และกลุ่มดาวขนาดใหญ่NGC 206 ^{[ 159 ] [ 160 ]}

• 
  ภาพถ่ายกาแล็กซีแอนโดรเมดาและกาแล็กซีบริวารสองแห่งในแสงที่มองเห็นได้กาแล็กซีเมสซิเยร์ 32อยู่เหนือแกนกลางกาแล็กซี และกาแล็กซีเมสซิเยร์ 110อยู่ด้านล่าง
• 
  ภาพโมเสกของกาแล็กซีแอนโดรเมดา ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล
• 
  กาแล็กซีแอนโดรเมดา ถ่ายด้วยคลื่นอินฟราเรด-วิทยุ
• 
  ภาพถ่ายกาแล็กซีแอนโดรเมดาในหลายช่วงคลื่น

• รายชื่อวัตถุเมสซิเยร์
• รายชื่อกาแล็กซี
• แคตตาล็อกทั่วไปฉบับใหม่