안드로메다 은하는 우리은하(지구가 속한 은하)보다 크지만 구조는 비슷하고 우리 은하와 가장 가까운 나선은하 입니다 . (은하는 별, 먼지, 가스 및 기타 물질이 많이 모여 있는 상태입니다.) M31이라고도 합니다. 그것과 천문학자들이 우리은하의 지도를 만들 수 있었던 것 사이의 유사성 때문에, 안드로메다 은하에서 얻은 정보는 우리 은하의 구조를 이해하는 데 도움이 됩니다.
17세기 망원경이 발명된 후 안드로메다 은하는 안드로메다 대성운(지금도 가끔 사용되는 이름)이라고 불렸고 우리은하 내의 먼지 구름으로 여겨졌습니다. 19세기에 일부 천문학자들은 안드로메다 은하는 먼지 구름이 아니라, 당시의 망원경으로 개별 별들을 분리할 수 없을 정도로 너무 멀리 떨어져 있는 거대한 별 무리라고 이론화했습니다. 이 이론은 1923년 미국 천문학자 에드윈 허블이 은하계 가장자리에서 변광성을 발견했을 때 지지되었습니다. 1944년 미국으로 이주한 독일 천문학자 발터 바데(Walter Baade)는 중심 부분에서 개별 별을 식별할 수 있었습니다.
안드로메다 은하는 북반구의 중위도에서 가을과 겨울 밤에 맨눈으로 볼 수 있는 은하수 너머의 유일한 은하는입니다. 페가수스 대광장 북서쪽에 있는 안드로메다자리의 흐릿한 지점으로 보인다.
은하는 지구에서 약 250만 광년 떨어져 있습니다. (1광년은 빛이 진공 상태에서 1년 동안 이동하는 거리로 약 9조 4600억 킬로미터입니다.) 지름은 약 160,000광년이며 2조 개 이상의 별을 포함하고 있는 것으로 추산됩니다. 은하는 바퀴 모양이지만 지구에서 본 모습은 거의 가장자리에 있어서 길쭉한 것처럼 보입니다.
안드로메다 은하는 우리 은하와 어떤 면에서는 비슷합니다. 그들은 국부 은하군에 속하며 질량의 대부분을 차지합니다. 안드로메다 은하의 질량(물질의 양)은 우리은하와 비슷하며 태양 질량의 수천억에서 1조 배 이상입니다. 안드로메다는 우리은하와 같은 나선 은하로, 뚜렷한 중심 주위에 별들이 얽혀 있는 광범위한 투영을 가지고 있습니다. 한 가지 차이점은 안드로메다 은하는 우리 은하보다 크고 더 많은 빛을 방출한다는 것입니다.
은하는 빛나는 돌기의 중심에 있습니다. 지름이 200,000광년 이상이고 두께가 약 1,000광년인 평평하고 구불구불한 원반과 100만 광년 이상에 달하는 거대한 물질 후광이 그것을 둘러싸고 있습니다. 후광에는 암흑 물질이라고 불리는 미확인 물질이 포함되어 있습니다. 암흑 물질은 은하 질량의 대부분을 구성합니다. 후광 내에서 수많은 위성 은하는 안드로메다 은하를 공전합니다. 이러한 은하를 왜소은하라고 합니다. 후광에는 조석 흐름이나 조석 꼬리도 포함되어 있습니다. 왜소은하의 파편은 안드로메다 은하의 조석력(조석력은 측면의 중력 차이로 인해 신체에 가해지는 변형입니다)에 의해 분해됩니다. 초거대질량 블랙홀은 은하 중심에 있습니다(블랙홀은 극도로 강력한 중력장 덕분에 모든 것을 집어삼키는 공간 영역입니다). 그 질량은 태양의 약 1억 4천만 배입니다.
안드로메다와 은하수는 서로의 중력에 의해 서로 끌어당겨지고 있습니다. 그들은 수십억 년 후에 만나 하나의 거대한 은하를 형성할 수 있습니다.
