アンドロメダ銀河は、天の川銀河（地球が属する銀河）よりも大きいが、構造が似ており、私たちの銀河に最も近い渦巻銀河です。（銀河は、星、塵、ガス、その他の物質が大量に集中している場所です。）M31としても知られています。それと天文学者が天の川の地図を描くことができたものとの類似性のために、アンドロメダ銀河で得られた情報は私たち自身の銀河の構造を理解するのに役立ちます。
17世紀に望遠鏡が発明された後、アンドロメダ銀河はアンドロメダの大星雲（今でも時々使用されている名前）と呼ばれ、天の川内の塵の雲であると考えられていました。 19世紀には、アンドロメダ銀河は塵の雲ではなく、当時の望遠鏡では個々の星を分離できないほど遠くにある巨大な星のグループであると理論付けた天文学者もいました。この理論は、米国の天文学者であるエドウィンハッブルが銀河の端にいくつかの変光星を発見した1923年に支持されました。 1944年、米国に移住したドイツの天文学者であるウォルターバーデは、その中央部分で個々の星を特定することができました。
アンドロメダ銀河は、北半球の中緯度から、秋と冬の夜に肉眼で見ることができる天の川を越えた唯一の銀河です。ペガサス座の大広場の北西にあるアンドロメダ座のかすんでいる場所のように見えます。
銀河は地球から約250万光年離れています。（光年とは、光が真空中で1年に約5.88兆マイル[9.46兆km]移動する距離です。）直径は約16万光年で、2兆個以上の星が含まれていると推定されています。銀河は車輪の形をしていますが、地球からの眺めはほぼ真っ直ぐで、細長いように見えます。
アンドロメダ銀河と天の川銀河はいくつかの点で似ています。彼らは銀河群のローカルグループのメンバーであり、その質量の大部分を占めています。アンドロメダ銀河の質量（物質量）は、天の川に匹敵し、太陽の質量の数千億から1兆倍以上です。アンドロメダ銀河は天の川のような渦巻銀河であり、明確な中心の周りに星の広範囲の投影が絡み合っています。 1つの違いは、アンドロメダ銀河が天の川よりも大きく、より多くの光を放出することです。
銀河は輝く隆起を中心にしています。直径20万光年以上、厚さ約1千光年の平らな曲がりくねった円盤と、100万光年以上に達する巨大な物質のニンバスがそれを囲んでいます。ニンバスには、暗黒物質と呼ばれる未確認の物質が含まれています。暗黒物質は銀河の質量の大部分を占めています。ニンバス内では、多数の伴銀河がアンドロメダ銀河を周回しています。これらの銀河は矮小銀河と呼ばれています。ニンバスには、アンドロメダ銀河の潮汐力によって引き裂かれた矮小銀河の破片である潮流または潮汐尾も含まれています（潮汐力は、側面の重力の違いによって引き起こされる体のひずみです）。超大質量ブラックホールは銀河の中心にあります（ブラックホールは、その非常に強力な重力場のおかげですべてを飲み込む空間内の領域です）。その質量は太陽の約1億4000万倍です。
アンドロメダと天の川は、相互の引力によって引き寄せられています。彼らは数十億年で出会い、1つの巨大な銀河を形成するかもしれません。
