仙女座大星云介绍
一、简介仙女星系，又叫仙女座大星系，位于仙女座方位的拥有巨大盘状结构的旋涡星系，直径22万光年，距离地球有254万光年，是距银河系最近的大星系。
仙女星系在梅西耶星表编号为M31，星云星团新总表编号位NGC224，在东北方向的天空中看起来是纺锤状的椭圆光斑，是肉眼可见的最遥远的天体。
仙女星系和银河系同处于本星系群，质量是银河系的二倍，直径至少是银河系的1.5倍。仙女星系是本星系群中最大的星系，正以每秒300公里的速度朝向银河系运动，在30-40亿年后可能会撞上银河系，最后并合成椭圆星系。
二、特征
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）的速度接近银河系。即使如此，这并不意味着未来会和银河系发生碰撞，不过根据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。
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。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。
三、结构
以可见光下看见的形状为依据，仙女座星系在deVaucouleurs-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，这暗示着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。
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英里/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英里/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英里/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英里/秒）。这些速度的测量暗示集中在核心的质量大约是6×109M☉，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着，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三分之一的距离。
四、星系核心
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。
1991年，TodR.Lauer使用哈勃太空望远镜上的WFPC拍到了仙女座星系内核的影像。有两个相距1.5秒差距的核心，较亮的核被标示为P1，看起来像是一个巨球状星团，位置偏离了星系的中心；稍暗的标示为P2，位置在星系真正的动力学中心，更像是叠加在一个致密紫外辐射星团之下的一个扩展盘，被认为是质量相对较大同时也较古老的核。两个核的运动暗示，其都与核心处一个质量更大的物体处于相互作用中，这个物体推测为一个质量为3300万太阳质量的黑洞，这可以非常好的解释所观察到的运动。
随后地基的观测也证实了两个核心的存在，并且推测两着在相对的移动，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，并且经常都以有超级黑洞存在其中来解释。
ScottTremaine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。
五、星系外形
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。
M31旋臂上散布着200个左右的星协，与银河系的星协相比，两者包含着同类的明亮蓝色恒星，但前者最多可比后者大10倍。M31中的星协跨度约达1500光年，而银河系中的猎户星协及天狼星协跨度为150光年。
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。
