Galassia di Andromeda: differenze tra le versioni
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{{Oggetto non stellare
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|immagine = Andromeda Galaxy (with h-alpha).jpg
|didascalia = La galassia di Andromeda
|scopritore = [[Abd al-Rahmān al-Sūfi]]
|
|epoca = J2000.0
|massa = {{val|1,23e12}}
|tipo = Galassia a spirale barrata
|classe = SA(s)b<ref name="ned" />
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|misura = milioni
|note_dist_al = <ref name="karachentsevetal2004" /><ref name="Karachentsevetal2006" /><ref name="Ribas2005" /><ref name="McConnachieetal2005" /><ref name="jensenetal2003">{{cita pubblicazione
| autore=Jensen, Joseph B.; Tonry, John L.; Barris, Brian J.; Thompson, Rodger I.; Liu, Michael C.; Rieke, Marcia J.; Ajhar, Edward A.; Blakeslee, John P.
| titolo=Measuring Distances and Probing the Unresolved Stellar Populations of Galaxies Using Infrared Surface Brightness Fluctuations
| rivista=Astrophysical Journal
| mese=febbraio| anno=2003
| volume=583
| numero=2
| pagine=712–726
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583..712J
| doi = 10.1086/345430
}}</ref>
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|costellazione = Andromeda
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|note = L'oggetto più lontano visibile ad [[occhio nudo]]
|nomi = [[Catalogo di Messier|M]] 31, [[New General Catalogue|NGC]] 224, [[Uppsala General Catalogue|UGC]] 454, [[Principal Galaxies Catalogue|PGC]] 2557, [[Second Cambridge Catalogue of Radio Sources|2C]] 56 (Core)<ref name="ned" />, LEDA 2557
}}
La '''Galassia di Andromeda'''
| autore=I. Ribas, C. Jordi, F. Vilardell, E.L. Fitzpatrick, R.W. Hilditch, F. Edward
| titolo=First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy
| rivista=Astrophysical Journal
|anno=2005
| volume=635
| pp=L37–L40
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635L..37R
| doi = 10.1086/499161
}}</ref><ref name=Spitzer>{{Cita pubblicazione|titolo=Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy|autore=Rachael L. Beaton|etal=si|rivista=The Astronomical Journal|data=Marzo 2007|volume=658|numero=2|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/514333}}</ref> in direzione della [[Andromeda (costellazione)|costellazione di Andromeda]], da cui prende il nome. Si tratta della galassia di grandi dimensioni più vicina alla nostra, la [[Via Lattea]]; è visibile anche a occhio nudo ed è tra gli oggetti più lontani visibili senza l'ausilio di strumenti.
La Galassia di Andromeda è la più grande del [[Gruppo Locale]], un gruppo di galassie di cui fanno parte anche la Via Lattea e la [[Galassia del Triangolo]], più circa cinquanta altre galassie minori, molte delle quali [[galassia satellite|satelliti]] delle principali.
Secondo studi pubblicati negli [[anni 2000|anni duemila]], derivati dalle osservazioni del [[telescopio spaziale Spitzer]], conterrebbe circa un [[bilione]] di stelle (mille miliardi), un numero superiore a quello della Via Lattea, stimato tra i 200 e i 400 miliardi di stelle.<ref name="trillion-stars">{{cita web
| cognome = Young
| nome = Kelly
| data = 6 giugno 2006
| url = https://www.newscientist.com/article/dn9282-andromeda-galaxy-hosts-a-trillion-stars.html
| titolo = Andromeda galaxy hosts a trillion stars
| editore = NewScientist
| accesso = 6 agosto 2006
}}</ref> Sulla [[massa (fisica)|massa]] ci sono tuttavia opinioni discordanti: alcuni studi indicano un valore di massa per la Via Lattea pari all'80% di quello di Andromeda,<ref name="Karachentsevetal2006">{{cita pubblicazione
| autore=Karachentsev, I. D.; Kashibadze, O. G.
| titolo=Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field
| rivista=Astrophysics
| anno=2006
| volume=49
| numero=1
| pp=3-18
| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2006Ap.....49....3K
| doi = 10.1007/s10511-006-0002-6
}}</ref> mentre, secondo altri, le due galassie avrebbero dimensioni di massa simili.<ref name="CfA">{{cita pubblicazione|url=https://www.cfa.harvard.edu/news/2009-03|titolo=Milky Way a Swifter Spinner, More Massive, New Measurements Show|rivista=CfA Press Release No.: 2009-03 For Release: Monday, January 05, 2009 01:00:00 PM EST}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Prajwal R. Kafle, Sanjib Sharma et al.|data=11 gennaio 2018|titolo=The Need for Speed: Escape velocity and dynamical mass measurements of the Andromeda galaxy|rivista=ArXiv.org|lingua=en|doi=10.1093/mnras/sty082}}</ref> Alcuni studi suggeriscono però che la Via Lattea contenga più [[materia oscura]] e potrebbe così essere quella con la massa più grande.<ref name="DarkMatter">{{cita news
| titolo=Dark matter comes out of the cold
| editore=BBC News|data=5 febbraio 2006
| url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4679220.stm
| accesso=24 maggio 2006 }}</ref>
Con una [[magnitudine apparente]] pari a 3,4; la Galassia di Andromeda è uno degli oggetti più luminosi del catalogo di Messier.<ref>{{cita web
|autore = Frommert, H.; Kronberg, C.
|data = 22 agosto 2007
|url = http://seds.lpl.arizona.edu/messier/dataMag.html
|titolo = Messier Object Data, sorted by Apparent Visual Magnitude
|editore = SEDS
|accesso = 27 agosto 2007
|urlmorto = sì
|urlarchivio = https://web.archive.org/web/20070712184703/http://seds.lpl.arizona.edu/messier/dataMag.html
|dataarchivio = 12 luglio 2007
}}</ref>
== Osservazione ==
[[File:Andromeda, fi.png|thumb|left|Mappa per individuare la Galassia di Andromeda.]]
La Galassia di Andromeda si individua con estrema facilità: una volta individuata la costellazione di appartenenza e in particolare la [[stella]] [[Mirach]] ({{ST|Beta|And}}), si prosegue in direzione nordovest seguendo l'allineamento delle stelle {{STL|Mu|And}} e {{STL|Nu|And}}, in direzione NE/SW, fra [[Perseo (costellazione)|Perseo]] e [[Pegaso (costellazione)|Pegaso]]<ref>{{cita web|url=http://guide.supereva.it/astronomia/interventi/2002/08/114825.shtml|titolo=M31, la Galassia di Andromeda|accesso=7 settembre 2010|dataarchivio=18 agosto 2010|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20100818045609/http://guide.supereva.it/astronomia/interventi/2002/08/114825.shtml|urlmorto=sì}}</ref>, per arrivare a identificare una macchia a forma di fuso, allungato in senso nordest-sudovest; è possibile notarlo anche ad [[occhio nudo]] se il cielo è in condizione ottimali e senza [[inquinamento luminoso]]. Un [[binocolo]] 8×30 o 10×50 non mostra molti più dettagli, ma consente di individuare la satellite [[M32 (astronomia)|M32]]; un [[telescopio]] da {{M|120|-|250|ul=mm}} di apertura consente di notare che la regione centrale è più luminosa, anche se non notevolmente rispetto al resto del fuso, il quale degrada dolcemente verso il fondo cielo specialmente ai lati nordest e sudovest. Ingrandimenti eccessivi non consentono di avere una visione di insieme.<ref name="NuOr">{{cita libro|autore=Federico Manzini|titolo=[[Nuovo Orione]] - Il Catalogo di Messier|anno=2000}}</ref>
La Galassia di Andromeda può essere osservata da entrambi gli emisferi terrestri, sebbene la sua [[declinazione (astronomia)|declinazione]] settentrionale favorisca notevolmente gli osservatori dell'emisfero nord; dalle regioni boreali si presenta estremamente alta nel cielo nelle notti d'autunno, mostrandosi persino [[Astro circumpolare|circumpolare]] dalle regioni più settentrionali e della fascia temperata medio-alta, come l'[[Europa]] centro-settentrionale e il [[Canada]], mentre dall'emisfero australe resta sempre molto bassa, ad eccezione delle aree prossime all'[[equatore]]. È comunque visibile da buona parte delle aree abitate della [[Terra]].<ref>Una declinazione di 41°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 49°; il che equivale a dire che a nord del 49°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 49°S l'oggetto non sorge mai.</ref> Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale è quello compreso fra settembre e marzo; nell'emisfero boreale è uno degli oggetti più caratteristici dei cieli autunnali.
== Storia delle osservazioni ==
[[File:Pic iroberts1.jpg|thumb|upright=1.2|la Grande Nebulosa di Andromeda ripresa da [[Isaac Roberts]].]]
La prima osservazione della Galassia di Andromeda messa per iscritto risale al [[964]] ed è stata condotta dall'[[astronomo]] persiano [[Abd al-Rahmān al-Sūfi]],<ref name="NSOG">{{cita libro
|cognome= Kepple
|nome= George Robert
|coautori= Glen W. Sanner
|titolo= The Night Sky Observer's Guide, Volume 1
|editore= Willmann-Bell, Inc.
|anno= 1998
|pagine=18
|isbn= 0-943396-58-1
}}</ref> il quale la descrisse come una "piccola nube" nel suo [[Libro delle stelle fisse]]; anche altre [[carta celeste|carte celesti]], (tra cui quelle olandesi<ref name="LA GALASSIA DI ANDROMEDA">{{cita web|url=http://www.racine.ra.it/planet/testi/andromeda.htm|titolo=LA GALASSIA DI ANDROMEDA|accesso=30 agosto 2010}}</ref>) risalenti allo stesso periodo la riportano con la definizione di "Piccola Nube".<ref name="NSOG" /> La prima descrizione dell'oggetto basata sulle osservazioni telescopiche fu fatta da [[Simon Marius]] il 15 dicembre del [[1612]],<ref name="Aati">{{cita libro
|cognome= Davidson
|nome= Norman
|titolo= Astronomy and the imagination: a new approach to man's experience of the stars
|editore= Routledge Kegan & Paul
|anno= 1985
|pagine=203
|isbn= 0-7102-0371-3
}}</ref> il quale la definì come "la luce di una candela osservata attraverso un corno traslucido".<ref name="LA GALASSIA DI ANDROMEDA"/> [[Charles Messier]] la inserì in seguito nel suo [[Catalogo di Messier|celebre catalogo]] col numero 31 nell'anno [[1764]], accreditando erroneamente Marius come scopritore, non essendo a conoscenza del precedente libro di Sufi. Nel [[1785]], l'astronomo [[William Herschel]] notò un debole alone rossastro nella regione centrale di M31; egli credeva che si trattasse della più vicina fra tutte le "grandi nebulose" e, basandosi sul colore e la magnitudine della nube, stimò (scorrettamente) una distanza non superiore a 2000 volte la distanza di [[Sirio]].<ref>{{cita pubblicazione | autore=W. Herschel | titolo=On the Construction of the Heavens | url=https://archive.org/details/jstor-106755 | rivista=Philosophical Transactions of the Royal Society of London | volume=75 | anno=1785| pp=213-266| doi=10.1098/rstl.1785.0012}}</ref>
[[William Huggins]] nel [[1864]] osservò lo spettro di M31 e notò che era differente da quello delle nebulose gassose;<ref>{{cita pubblicazione | autore=William Huggins | titolo=On the Spectra of Some of the Nebulae| rivista=Philosophical Transactions of the Royal Society of London| volume=154 | anno=1864| pp=437-444| doi=10.1098/rstl.1864.0013 }}</ref> gli spettri di M31 mostravano un continuum di [[frequenza|frequenze]], sovrapposte a [[linea spettrale|linee scure]], molto simile a quello delle singole stelle: da ciò dedusse che si doveva trattare di un oggetto di natura stellare. Nel [[1885]] fu osservata nell'alone di M31 una [[supernova]], catalogata come [[S Andromedae]], la prima e l'unica osservata finora nella galassia; all'epoca dato che M31 era considerato un oggetto "vicino", si credeva che si trattasse di un evento molto meno luminoso, chiamato [[nova]], così fu indicata come "Nova 1885".
Le prime immagini fotografiche della galassia furono prese nel [[1887]] da [[Isaac Roberts]] dal suo [[Osservatorio di Isaac Roberts|osservatorio privato]] nel [[Sussex]]; la lunga esposizione permise di mostrare, per la prima volta, che M31 possiede una struttura a spirale. Tuttavia si credeva ancora che si trattasse di una nebulosa compresa nella nostra Galassia e Roberts pensò erroneamente che si trattasse di una nube a spirale in cui si formano sistemi simili al nostro [[sistema solare]], dove le nubi satelliti sarebbero state dei pianeti in formazione.<ref>{{cita libro | nome=Isaac| cognome=Roberts| titolo=A Selection of Photographs of Stars, Star-clusters and Nebulae, Vol. II | editore=The Universal Press|città=London | anno=1899}}</ref>
La [[velocità radiale]] di M31 rispetto al sistema solare fu misurata nel [[1912]] da [[Vesto Slipher]] all'[[Osservatorio Lowell]], utilizzando uno [[spettroscopio]]; il risultato fu la più alta velocità radiale mai misurata fino ad allora, di ben 300 [[Chilometro orario|km/s]], in avvicinamento al [[Sole]].<ref>{{cita pubblicazione
| autore=V.M. Slipher
| titolo=The Radial Velocity of the Andromeda Nebula
| rivista=Lowell Observatory Bulletin
| anno=1913
| volume=1
| pp=2.56–2.57
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1913LowOB...1b..56S }}</ref>
=== Scoperta della natura delle galassie ===
Nel [[1917]] [[Heber Doust Curtis|Heber Curtis]] osservò una nova nei bracci di M31; ricercando nelle lastre fotografiche, ne scoprì altre 11; Curtis scrisse che queste novae possedevano una magnitudine apparente media di 10, più deboli di quelle che si osservano nella Via Lattea. Come risultato, egli pose la Galassia di Andromeda alla distanza di {{M|500 000|ul=anni luce}}, diventando così il proponente della teoria dei cosiddetti "universi-isola", secondo la quale le [[galassia a spirale|nebulose a spirale]] non sono altro che insiemi di gas e stelle simili alla nostra Via Lattea, indipendenti fra loro.<ref>{{cita pubblicazione
| autore=Heber D. Curtis
| titolo=Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory
| rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
| mese=gennaio| anno=1988
| volume=100
| p=6
| doi=10.1086/132128
|http://adsabs.harvard.edu/abs/1988PASP..100....6C }}</ref>
Nel [[1920]] ebbe luogo il [[Grande Dibattito]] fra [[Harlow Shapley]] e Heber Curtis, in cui si discuteva della natura della Via Lattea, delle "nebulose a spirale" e delle dimensioni dell'[[Universo]]; per supportare l'ipotesi che la "Grande Nebulosa di Andromeda" fosse in realtà una galassia indipendente, Curtis riportò pure l'esistenza di linee oscure che ricordano le nubi di polvere tipiche della nostra Galassia, come pure il notevole [[effetto Doppler]]. Nel [[1922]] [[Ernst Öpik]] presentò un metodo astrofisico molto semplice per stimare la distanza di M31, secondo cui la "nube" risultava essere distante 450 [[Parsec|kpc]] (quasi 1,5 milioni di anni luce).<ref>{{cita pubblicazione | cognome=Öpik | nome=Ernst | titolo=An estimate of the distance of the Andromeda Nebula | rivista=Astrophysical Journal | anno=1922 | volume=55 | pp=406-410 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1922ApJ....55..406O | doi=10.1086/142680 }}</ref> [[Edwin Hubble]] risolse il dilemma nel 1924, quando per la prima volta identificò alcune [[stella variabile|variabili]] [[variabile Cefeide|Cefeidi]] in alcune foto della galassia create nell'[[Osservatorio di Monte Wilson]], rendendo così molto più accurata la misurazione della distanza; le sue misurazioni infatti dimostrarono inequivocabilmente che M31 è una galassia indipendente situata a notevole distanza dalla nostra.<ref>{{cita pubblicazione | autore=E. P. Hubble | titolo=A spiral nebula as a stellar system, Messier 31 | rivista=Astrophysical JournalEngl| anno=1929 | volume=69| pp=103-158| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1929ApJ....69..103H | doi=10.1086/143167}}</ref>
Questa galassia svolge un ruolo importante negli studi galattici, dato che si tratta della galassia spirale gigante più vicina a noi. Nel [[1943]] [[Walter Baade]] risolse per la prima volta alcune singole stelle nella regione centrale della galassia; basandosi sulle sue osservazioni, egli fu in grado di distinguere due distinte popolazioni di stelle in base alla loro [[metallicità]]: chiamò il gruppo più giovane e vicino al disco "[[Popolazioni stellari|Tipo I]]" e le più vecchie e tendenti al rosso presenti nel bulge "[[Popolazioni stellari|Tipo II]]". Questo sistema di classificazione delle [[popolazioni stellari]], per altro già notato in precedenza da [[Jan Oort]], fu in seguito esteso alle stelle della Via Lattea e in generale di tutte le galassie note.<ref>{{cita pubblicazione
| autore=W. Baade
| titolo=The Resolution of Messier 32, NGC 205, and the Central Region of the Andromeda Nebula
| rivista=Astrophysical Journal
| anno=1944
| volume=100
| p=137
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1944ApJ...100..137B | doi = 10.1086/144650
}}</ref> Baade scoprì inoltre che sono presenti due tipi di variabili Cefeidi, che comportò un raddoppio della distanza stimata di M31, come pure delle galassie del resto dell'Universo.
La prima [[radioastronomia|mappa alle onde radio]] della Galassia di Andromeda fu completata negli [[anni 1950|anni cinquanta]] da [[John Evan Baldwin]] e dai suoi collaboratori nel [[Secondo catalogo di radiosorgenti di Cambridge|Cambridge Radio Astronomy Group; il core della galassia è chiamato 2C 56 nel catalogo radioastronomico 2C]].
== Caratteristiche e moto ==
{{vedi anche|Collisione tra Andromeda e la Via Lattea}}
[[File:Andromeda galaxy.jpg|thumb|upright=1.2|la Galassia di Andromeda vista agli [[ultravioletto|ultravioletti]] ([[GALEX]]).]]
La Galassia di Andromeda è in avvicinamento alla Via Lattea alla velocità di circa 400.000 km/h, pertanto è una delle poche galassie a mostrare uno [[spostamento verso il blu]]; dato il movimento del [[Sole]] all'interno della nostra Galassia, si ricava che le due galassie si avvicinano alla velocità di 100–140 km/s.<ref>{{cita web | cognome = Malik | nome = Tariq | data = 7 maggio 2002 | url = http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/galaxy_collides_020507-1.html | titolo = Crash Course: Simulating the Fate of Our Milky Way | editore = SPACE.com | accesso = 28 settembre 2006}}</ref> Le due galassie potrebbero così collidere in un tempo stimato sui 5 miliardi di anni e in quel caso probabilmente si fonderanno dando origine ad una [[galassia ellittica]] di grandi proporzioni; tuttavia, la velocità tangenziale di M31 rispetto alla Via Lattea non è ben conosciuta, creando così incertezza sul quando la collisione avverrà e sul come essa procederà.<ref>{{Cita TV|titolo=The Grand Collision|trasmissione=The Sky At Night|data=5 novembre 2007}}</ref> Scontri di questo tipo sono frequenti nei gruppi di galassie. Uno studio del 2025 indica che la probabilità di collisione tra le due galassie nei prossimi 10 miliardi sia solo del 50%.<ref>{{Cita pubblicazione|titolo=No certainty of a Milky Way–Andromeda collision|autore=Till Sawala|etal=si|rivista=[[Nature]]|volume=|data=2025-06-02|url=https://www.nature.com/articles/s41550-025-02563-1}}</ref>
Dopo la scoperta di un secondo tipo di Cefeidi più deboli, nel 1953, la distanza della Galassia di Andromeda è stata raddoppiata; negli [[anni 1990|anni novanta]] le misurazioni del [[satellite artificiale|satellite]] [[Hipparcos]] furono usate per ricalibrare le distanze delle Cefeidi, portando così la distanza della galassia al valore provvisorio di 2,9 milioni di anni luce.
=== Stime recenti di distanza ===
Per determinare la distanza della galassia sono state utilizzate quattro tecniche distinte.
Nel [[2003]], utilizzando le [[fluttuazione di luminosità superficiale|fluttuazioni di luminosità superficiale]] infrarosse, rivedendo il valore periodo-luminosità e utilizzando una correzione della metallicità di −0,2 mag dex<sup>−1</sup> in (O/H), si è ricavata una distanza di 2,57 ± 0,06 milioni di anni luce (787 ± 18 kpc).
Utilizzando il metodo delle variabili Cefeidi, il valore ottenuto nel [[2004]] è di 2,51 ± 0,13 milioni di anni luce (770 ± 40 kpc).<ref name="karachentsevetal2004">{{cita pubblicazione
| autore=I. D. Karachentsev, V. E. Karachentseva, W. K. Hutchmeier, D. I. Makarov
| titolo=A Catalog of Neighboring Galaxies
| rivista=Astronomical Journal
| anno=2004
| volume=127
| pp=2031-2068
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....127.2031K
| doi = 10.1086/382905
}}</ref><ref name="Karachentsevetal2006" />
Nel [[2005]] è stata annunciata la scoperta di una stella [[binaria a eclisse]] appartenente alla Galassia di Andromeda; questo sistema, catalogato come [[M31VJ00443799+4129236]], è formato da due stelle blu luminose e calde di [[Classificazione stellare|classe spettrale]] O e B. Studiando l'eclisse delle stelle, che avviene ogni 3,54969 giorni, gli astronomi sono stati in grado di misurare il loro diametro; conoscendo il loro diametro e le temperature, si è potuta ottenere la [[magnitudine assoluta]] dei due astri, che rapportata alla [[magnitudine apparente]] ha fornito un valore di distanza pari a 2,52 ± 0,14 milioni di anni luce (770 ± 40 kpc); pertanto questa distanza può essere presa come un valore medio per la galassia.<ref name="Ribas2005" /> Questo valore si inquadra perfettamente fra i valori precedentemente identificati e viene accettato come estremamente accurato, a prescindere dalla scala Cefeidi-distanza.
[[File:NGC206.jpg|upright=1.2|thumb|left|[[NGC 206]], la nube stellare più brillante della Galassia di Andromeda.]]
La sua vicinanza consente pure di poter utilizzare delle stime basate sulle [[gigante rossa|giganti rosse]]; tramite questa tecnica è stato trovato sempre nel 2005 un valore di 2,56 ± 0,08 milioni di anni luce (785 ± 25 kpc).<ref name="McConnachieetal2005">{{cita pubblicazione
| autore=McConnachie, A. W.; Irwin, M. J.; Ferguson, A. M. N.; Ibata, R. A.; Lewis, G. F.; Tanvir, N.
| titolo=Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies
| rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| anno=2005
| volume=356
| numero=4
| pp=979-997
| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2005MNRAS.356..979M
| doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x
}}</ref>
Facendo una media delle distanze ottenute coi vari metodi si ottiene una stima di 2,54 ± 0,06 milioni di anni luce (778 ± 17 kpc);<ref>Media di (787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± ((18<sup>2</sup> + 40<sup>2</sup> + 44<sup>2</sup> + 25<sup>2</sup>)<sup>0,5</sup> / 4) = 778 ± 17</ref> basandosi sulle distanze citate, è stato stimato un diametro della galassia pari a {{M|141 000|3 000|ul=anni luce}}.<ref>Distanza × tan (diametro_angolare = 190′) = 141 ± {{formatnum:3000}} [[Anno luce|anni luce]] di [[diametro]].</ref>
=== Massa ===
Le stime della [[massa (fisica)|massa]] della Galassia di Andromeda, inclusa la [[materia oscura]], danno un valore di circa {{M|1,23|e=12|ul=masse solari}}<ref>{{cita pubblicazione
| autore=N. W. Evans & M. I. Wilkinson
| titolo=The mass of the Andromeda galaxy
| rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| anno=2000
| volume=316
| numero=4
| pp=929-942
| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2000MNRAS.316..929E | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.03645.x
}}</ref>, mentre quella della Via Lattea sarebbe di {{M|1,9|e=12}}: la massa di M31 sarebbe dunque inferiore a quella della Via Lattea, nonostante le sue dimensioni siano superiori; tuttavia il tasso di imprecisione sarebbe troppo largo per poter confermare questo valore. Di fatto, M31 contiene molte più stelle della Via Lattea e possiede un diametro notevolmente maggiore.
In particolare, M31 avrebbe molte più stelle comuni rispetto alla Via Lattea e la sua luminosità è doppia rispetto a quella della nostra;<ref>{{cita libro
| nome=Sir Patrick
| cognome=Moore
| anno=2002
| titolo=Oxford Astronomy Encyclopedia
| url=https://archive.org/details/astronomyencyclo0000unse
| editore=Oxford University Press
|città=New York
| isbn=0-19-521833-7
}}</ref> tuttavia, il tasso di [[formazione stellare]] della Via Lattea è molto più alto: la Galassia di Andromeda produce stelle per circa una massa solare all'anno, mentre nella nostra Galassia si stima che se ne producano 3-5 all'anno. Anche il tasso di [[supernova]]e è doppio rispetto a quello di M31.<ref>{{cita pubblicazione
| autore=W. Liller, B. Mayer
| titolo=The Rate of Nova Production in the Galaxy
| rivista=Publications Astronomical Society of the Pacific
| mese=luglio|anno =1987
| volume=99
| pp=606-609
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987PASP...99..606L
| doi=10.1086/132021 }}</ref> Ciò suggerisce che M31 abbia sperimentato un'intensa fase di formazione stellare nel suo passato, mentre la Via Lattea è nel mezzo di una di queste fasi; ciò potrebbe anche significare che in futuro le stelle della Via Lattea potrebbero diventare numerose così come si osserva in M31.
== Struttura ==
[[File:Infraredandromeda.jpg|thumb|upright=1.6|La Galassia di Andromeda vista agli [[infrarossi]] dallo [[Spitzer Space Telescope]].]]
Basandosi sul suo aspetto alla [[Spettro visibile|luce visibile]], la Galassia di Andromeda è classificata come di tipo SA(s) b nella [[sequenza di Hubble]];<ref name="ned">{{cita web
| titolo=NASA/IPAC Extragalactic Database
|sito=Results for Messier 31
| url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/
| accesso=1º novembre 2006}}</ref><ref>SA(s)b significa: galassia a spirale priva di barra ('''SA'''), senza strutture ad anello ('''s''') e con bracci moderatamente avvolti attorno al nucleo ('''b''')</ref> tuttavia, i dati provenienti dal monitoraggio [[2MASS]] mostrano che il [[bulge]] di M31 possiede una struttura leggermente allungata, il che implica che si potrebbe trattare di una [[galassia a spirale barrata]] con l'asse della barra disposto quasi esattamente lungo la nostra linea di vista.<ref>{{cita pubblicazione | autore=R.L. Beaton, E. Athanassoula, S.R. Majewski, P. Guhathakurta, M.F. Skrutskie, R.J. Patterson, M. Bureau | titolo=Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy | rivista=Astrophysical Journal Letters | anno=2006 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph..5239B | doi=10.1086/514333 | volume=658 | pp=L91 }}</ref>
Nel [[2005]] le osservazioni fatte con il [[Telescopi Keck|Telescopio Keck]] mostrarono che i tenui filamenti di stelle che si estendono al di fuori della galassia fanno in realtà parte del disco principale;<ref>{{cita pubblicazione | autore=S. C. Chapman, R. Ibata, G. F. Lewis, A. M. N. Ferguson, M. Irwin, A. McConnachie, N. Tanvir | titolo=A kinematically selected, metal-poor spheroid in the outskirts of M31 | rivista=Astrophysical Journal | anno=2006 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?astro-ph/0602604 | volume=653 | p=255 | doi=10.1086/508599 }} e la Press Release, {{cita pubblicazione | editore=CalTech Media Relations | data=27 febbraio 2006 | titolo=Andromeda's Stellar Halo Shows Galaxy's Origin to Be Similar to That of Milky Way | url=http://pr.caltech.edu/media/Press_Releases/PR12801.html | accesso=24 maggio 2006 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20060509072644/http://pr.caltech.edu/media/Press_Releases/PR12801.html | dataarchivio=9 maggio 2006 | urlmorto=sì }}</ref> ciò comporta che il disco a spirale della galassia è tre volte più grande di quanto si credesse (il diametro attualmente stimato della galassia è di circa {{formatnum:220000}} anni luce; in precedenza si pensava fosse compreso fra i {{formatnum:70000}} e i {{formatnum:120000}} anni luce).
La galassia è inclinata di 77° rispetto alla linea di vista della [[Terra]] (un angolo di 90° corrisponde ad una vista perfettamente di taglio). Le analisi della sua forma dimostrano che il disco possiede una accentuata distorsione (''warp'') a "S" e non una forma piatta;<ref>{{cita pubblicazione | editore=UC Santa Cruz | data=9 gennaio 2001 | titolo=Astronomers Find Evidence of an Extreme Warp in the Stellar Disk of the Andromeda Galaxy | url=http://www.ucsc.edu/news_events/press_releases/archive/00-01/01-01/andromeda.html | accesso=24 maggio 2006 | urlmorto=sì | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20060519081929/http://www.ucsc.edu/news_events/press_releases/archive/00-01/01-01/andromeda.html | dataarchivio=19 maggio 2006 }}</ref> una possibile causa di questo warp potrebbe essere l'influenza gravitazionale delle galassie satelliti, come pure una remota influenza della [[Galassia del Triangolo]], ma mancano ancora le misurazioni di distanza e velocità radiale in grado di confermare questa ipotesi.
Gli studi [[spettroscopia|spettroscopici]] hanno fornito misure molto dettagliate della [[curva di rotazione galattica|curva di rotazione]] di M31 a varie distanze dal nucleo. In prossimità di questo, a una distanza di 1300 anni luce, la velocità di rotazione raggiunge un picco di {{M|225|ul=km/s}}; successivamente decresce fino a un minimo a 7000 anni luce di distanza, dove potrebbe essere pari ad appena 50 km/s; più all'esterno la velocità aumenta di nuovo fino a {{formatnum:33000}} anni luce di distanza, dove raggiunge picchi di 250 km/s; a {{formatnum:80000}} anni luce dal nucleo si stabilizza sui 200 km/s. Queste misurazioni implicano una massa concentrata di circa {{M|6|e=9|ul=masse solari}} nella regione del nucleo; la massa totale della galassia aumenta linearmente fino ai {{formatnum:45000}} anni luce, dove inizia poi a rallentare.<ref>{{cita pubblicazione | autore=V. C. Rubin, W. K. J. Ford | titolo=Rotation of the Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission | rivista=Astrophysical Journal | anno=1970 | volume=159 | p=379 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...159..379R | doi = 10.1086/150317}}</ref>
Nella galassia sono state anche scoperte delle sorgenti multiple di [[raggi X]], tramite le osservazioni dell'osservatorio orbitante [[XMM-Newton]] dell'ESA; alcuni scienziati hanno ipotizzato che si tratti di possibili buchi neri o di [[stella di neutroni|stelle di neutroni]], che riscaldano il gas in avvicinamento fino a milioni di kelvin, provocando l'emissione raggi X. Lo spettro delle stelle di neutroni è lo stesso dei buchi neri ipotizzati, ma le due ipotesi potrebbero essere distinguibili in base alla massa.<ref>{{cita pubblicazione
| autore=R., Barnard; U. Kolb; J.P. Osborne
| titolo=Timing the bright X-ray population of the core of M31 with XMM-Newton
| rivista=A&A
| mese=agosto| anno=2005
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005astro.ph..8284B }}</ref>
=== Nucleo ===
[[File:Double Nucleus of the Andromeda Galaxy (M31).tif|left|thumb|upright=1.2|La doppia struttura del nucleo della Galassia di Andromeda ripresa dal [[Telescopio spaziale Hubble]]. ''[[NASA]]/[[Agenzia spaziale europea|ESA]]''.]]
La Galassia di Andromeda ospita nel suo centro reale un ammasso di stelle molto denso e compatto; in grandi telescopi è possibile osservare le stelle immerse nel [[bulge]] diffuso circostante. La luminosità del nucleo supera quella dei più luminosi ammassi globulari.
Nel [[1991]], studiando le immagini ottenute con il [[Telescopio spaziale Hubble]] delle regioni più interne del nucleo, si è scoperto che la galassia ospita un doppio nucleo, formato da due concentrazioni separate da 1,5 parsec (circa 5 anni luce); la concentrazione più luminosa, catalogata come P1, è decentrata rispetto al vero centro galattico, mentre la concentrazione minore, P2, ricade esattamente al centro e contiene un [[buco nero]] di 10<sup>8</sup> M<sub>☉</sub>. La spiegazione più accreditata è quella secondo la quale P1 è una proiezione di un disco di stelle in un'[[eccentricità orbitale|orbita eccentrica]] attorno al buco nero centrale; anche P2 contiene un disco compatto di stelle calde di classe A, le quali non sono evidenti in filtri rossi, mentre alle luci blu e ultravioletta dominano il nucleo, rendendo P2 più luminosa di P1 a queste [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]].<ref>{{cita pubblicazione
| editore=Hubble news desk STScI-1993-18
| data=20 luglio 1993
| titolo=Hubble Space Telescope Finds a Double Nucleus in the Andromeda Galaxy
| url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1993/18/text/
| accesso=26 maggio 2006 }}</ref>
Inizialmente si era ritenuto che la parte più brillante del doppio nucleo fosse il resto di un'antica [[galassia nana]] [[Galassie interagenti|"cannibalizzata" da M31]],<ref>{{cita web|url=http://www.aip.org/pnu/1993/split/pnu138-2.htm|titolo=Physics News Update Number 138 - The Andromeda Galaxy has a double nucleus|accesso=26 maggio 2006|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090815062838/http://www.aip.org/pnu/1993/split/pnu138-2.htm|dataarchivio=15 agosto 2009}}</ref> ma attualmente quest'ipotesi non è più considerata una spiegazione plausibile: questi nuclei infatti avrebbero avuto una vita estremamente breve a causa della disgregazione mareale del buco nero centrale; infatti la parte più brillante non possiede buchi neri per potersi stabilizzare. Inoltre l'addensamento secondario non sembra essere un nucleo galattico e non vi è comunque evidenza di un'interazione profonda fra galassie.
=== Bracci di spirale ===
[[File:Andromeda galaxy Ssc2005-20a1.jpg|thumb|upright=1.6|Immagine della Galassia di Andromeda presa dallo [[Telescopio spaziale Spitzer|Spitzer]] agli infrarossi, 24 [[micrometro (unità di misura)|micrometri]]. (Credit:[[NASA]]/[[Jet Propulsion Laboratory|JPL]]-[[California Institute of Technology|Caltech]]/K. Gordon [[Università dell'Arizona]])]]
I bracci di spirale della Galassia di Andromeda sono segnati da una serie di [[regione H II|regioni H II]] che Baade descrisse come una fila di perline; appaiono molto frequenti, sebbene siano più separate fra loro e meno frequenti che nella nostra Galassia.<ref>{{cita pubblicazione | autore=H. Arp | titolo=Andromeda Nebula from a Spectroscopic Survey of Emission | rivista=Astrophysical Journal | anno=1964 | volume=139 | p=1045 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1964ApJ...139.1045A | doi=10.1086/147844
}}</ref> Le immagini rettificate della galassia mostrano una comune galassia spirale con i bracci avvolti in senso orario; sono presenti dei bracci maggiori continui separati fra loro da un minimo di {{formatnum:13000}} anni luce e possono essere seguiti dall'esterno fino a una distanza di circa {{formatnum:1600}} anni luce dal nucleo; ciò può essere notato dallo spostamento di [[regione H I|nubi di idrogeno neutro]] dalle stelle.<ref>{{cita pubblicazione | autore=R. Braun | titolo=The distribution and kinematics of neutral gas, HI region in M31 | rivista=Astrophysical Journal | anno=1991 | volume=372, part 1 | pp=54-66 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJ...372...54B | doi=10.1086/169954 }}</ref>
Nel [[1998]] le immagini dell'[[Infrared Space Observatory]] dell'[[Agenzia spaziale europea|ESA]] hanno dimostrato che la forma complessiva della Galassia di Andromeda potrebbe essere uno stadio transitorio verso una [[galassia ad anello]]; il gas e le polveri della galassia sono infatti distribuite generalmente attorno ad alcune strutture anulari, fra le quali una di grandi proporzioni alla distanza di {{formatnum:32000}} anni luce dal centro.<ref>{{cita pubblicazione | editore=Esa Science News | data=14 ottobre 1998 | titolo=ISO unveils the hidden rings of Andromeda | url=http://www.iso.vilspa.esa.es/outreach/esa_pr/andromed.htm | accesso=24 maggio 2006 | urlmorto=sì | urlarchivio=https://archive.is/19990828194420/http://www.iso.vilspa.esa.es/outreach/esa_pr/andromed.htm | dataarchivio=28 agosto 1999 }}</ref> Questo anello è nascosto alla luce visibile, poiché è composto da polveri fredde.
Studi al dettaglio delle regioni interne della galassia mostrano un piccolo anello di polveri che si crede sia stato causato da un'interazione con la vicina [[M32 (astronomia)|M32]] avvenuta più di 200 milioni di anni fa; le simulazioni mostrano che la piccola galassia satellite passò attraverso il disco di M31 lungo l'asse polare. Questa collisione strappò via la metà della massa originaria di M32 e creò la struttura anulare visibile ora in M31.<ref>{{cita news | titolo=Busted! Astronomers Nab Culprit in Galactic Hit-and-Run | editore=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics | data=O18 ottobre, 2006 | url=https://www.cfa.harvard.edu/news/2006-28 | accesso=18 ottobre 2006 }}</ref>
=== Alone galattico ===
[[File:HST G1 (Mayall II).jpg|thumb|left|[[Mayall II]], un grande ammasso globulare ripreso dal Telescopio Spaziale Hubble.]]
L'[[alone galattico]] di M31 è comparabile a quello della Via Lattea, dove le stelle dell'alone sono principalmente povere in metalli e la loro povertà aumenta con la distanza;<ref>{{cita pubblicazione | autore=J. S. Kalirai, K. M. Gilbert, P. Guhathakurta, S. R. Majewski, J. C. Ostheimer, R. M. Rich, M. C. Cooper, D. B. Reitzel, R. J. Patterson | titolo=The Metal-Poor Halo of the Andromeda Spiral Galaxy (M31) | rivista=Astrophysical Journal | anno=2006 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph..5170K | volume = 648 | p=389 | doi = 10.1086/505697}}</ref> ciò indica che le due galassie hanno seguito un modello evoluzionistico comune. Probabilmente sono cresciute assimilando circa 100-200 galassie di piccola massa nel corso degli ultimi 12 miliardi di anni;<ref>{{cita pubblicazione | autore=J.S. Bullock and K.V. Johnston | titolo=Tracing Galaxy Formation with Stellar Halos I: Methods | rivista=Astrophysical Journal | anno=2005 | volume=635 | numero=2 | pp=931-949 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...635..931B | doi = 10.1086/497422}}</ref> le stelle dell'alone esteso della Galassia di Andromeda e della Via Lattea potrebbero arrivare ad occupare fino a un terzo della distanza che separa le due galassie.
Associati a M31 ci sono circa 460 [[ammasso globulare|ammassi globulari]];<ref>{{cita pubblicazione
|autore = P. Barmby, J.P. Huchra
|titolo = M31 Globular Clusters in the ''Hubble Space Telescope'' Archive. I. Cluster Detection and Completeness
|rivista = Astronomical Journal
|anno = 2001
|volume = 122
|pp = 2458-2468
|url = http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/122/5/2458/201285.html
|doi = 10.1086/323457
|accesso = 23 maggio 2009
|urlarchivio = https://www.webcitation.org/61B1IikUD?url=http://iopscience.iop.org/1538-3881/122/5/2458/fulltext
|dataarchivio = 24 agosto 2011
|urlmorto = sì
}}</ref> il più massiccio di questi, catalogato come [[Mayall II]] e soprannominato "''Globular One''", possiede una luminosità superiore a qualunque altro ammasso globulare noto nel [[Gruppo Locale]] di galassie.<ref>{{cita pubblicazione
| editore=Hubble news desk STSci-1996-11
| data=24 aprile 1996
| titolo=Hubble Spies Globular Cluster in Neighboring Galaxy
| url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1996/11/
| accesso=26 maggio 2006 }}</ref> Mayall II contiene alcuni milioni di stelle ed è due volte più luminoso di [[Omega Centauri]], l'ammasso globulare più luminoso conosciuto nella Via Lattea. Contiene inoltre alcune popolazioni stellari e una struttura troppo massiccia per un normale ammasso globulare; per questa ragione alcuni considerano Mayall II un residuo del nucleo di una galassia nana cui M31 ha strappato via le stelle esterne in un lontano passato.<ref>{{cita pubblicazione
| autore=G. Meylan, A. Sarajedini, P. Jablonka, S.G. Djorgovski, T. Bridges, R.M. Rich
| titolo=G1 in M31 - Giant Globular Cluster or Core of a Dwarf Elliptical Galaxy?
| rivista=Astronomical Journal
| anno=2001
| volume=122
| pp=830-841
| url=http://www.iop.org/EJ/article/1538-3881/122/2/830/201075.html
| doi=10.1086/321166
| urlmorto=sì
}}</ref> Il globulare con la luminosità apparente più alta vista dalla nostra prospettiva, è però G76, che si trova nella metà orientale del braccio di sud-ovest.<ref name="NSOG" />
Nel [[2005]] gli astronomi hanno scoperto inoltre un nuovo tipo di ammasso stellare; la sua particolarità consiste nel fatto che contiene centinaia di migliaia di stelle, un numero simile a quello osservabile negli ammassi globulari, da cui si distinguono perché sono molto più estesi (fino ad alcune centinaia di anni luce di diametro) e centinaia di volte meno densi. La distanza fra le stelle è, inoltre, molto più grande nei nuovi ammassi estesi scoperti.<ref>{{cita pubblicazione
| autore=A.P. Huxor, N.R. Tanvir, M.J. Irwin, R. Ibata
| titolo=A new population of extended, luminous, star clusters in the halo of M31
| rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| anno=2005
| volume=360
| pp=993-1006
| url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0412223
| doi = 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x
}}</ref>
== Galassie satelliti ==
{{vedi anche|Galassie satellite di Andromeda}}
[[File:Utraviolet Light Source in an Old Galaxy (9464531619).jpg|thumb|[[M32 (astronomia)|M32]], la galassia satellite di Andromeda meglio conosciuta, insieme alla [[Galassia del Triangolo]], ovvero la [[Catalogo di Messier|M]]33. ]]
Così come la Via Lattea, anche la Galassia di Andromeda possiede un sistema di [[galassia satellite|galassie satelliti]], consistente di 14 [[galassia nana|galassie nane]] conosciute; le meglio note e le più facili da osservare sono [[M32 (astronomia)|M32]] e [[M110 (astronomia)|M110]].
Basandosi sulle evidenze, sembra che M32 subì un incontro ravvicinato con la Galassia di Andromeda nel passato: M32 potrebbe infatti essere stata una galassia più grande di come appare attualmente e il suo disco di stelle sarebbe stato strappato via da M31, la quale assunse una forma distorta e aumentò il tasso di [[formazione stellare]] nelle regioni del nucleo, che terminò in un passato relativamente recente.<ref>{{cita pubblicazione
| autore=K. Bekki, W.J. Couch, M.J. Drinkwater, M.D. Gregg
| titolo=A New Formation Model for M32: A Threshed Early-type Spiral?
| rivista=Astrophysical Journal
| anno=2001
| volume=557
| numero=1
| pp=L39–L42
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...557L..39B | doi = 10.1086/323075
}}</ref>
Anche M110 sembra essere in interazione con M31 e gli astronomi hanno scoperto nell'alone di quest'ultima una corrente di stelle ricche in metalli che sembra siano state strappate da entrambe le galassie satelliti.<ref>{{cita pubblicazione
|autore =R. Ibata, M. Irwin, G. Lewis, A.M. Ferguson, N. Tanvir
| titolo=A giant stream of metal-rich stars in the halo of the galaxy M31
| rivista=Nature
| data=5 luglio 2001
| volume=412
| numero=6842
| pp=49-52
| doi= 10.1038/35083506 }}</ref> M110 contiene una banda di polveri, che potrebbe essere indice di un recente fenomeno di formazione stellare, una cosa insolita per una [[galassia nana ellittica]], che di solito è quasi completamente priva di gas e polveri.
Nel [[2006]] si è scoperto che nove delle galassie satelliti si trovano lungo un piano che interseca il nucleo della Galassia di Andromeda, anziché essere distribuite casualmente come sarebbe lecito aspettarsi in caso di interazioni indipendenti; ciò potrebbe significare che le galassie satelliti hanno un'origine mareale comune.<ref>{{cita pubblicazione
| autore=A. Koch and E.K. Grebel
| titolo=The Anisotropic Distribution of M 31 Satellite Galaxies: A Polar Great Plane of Early-Type Companions
| rivista=Astronomical Journal
| anno=2006
| volume=131
| numero=3
| pp=1405-1415
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005astro.ph..9258K
| doi=10.1086/499534 }}</ref>
{| class="wikitable"
|+ '''Galassie satelliti di M31 scoperte prima del 1900'''
|- style="background:#efefef;"
! Nome
! [[Sequenza di Hubble|Tipo]]
! Distanza<br />dal [[Sole]]<br />([[anno luce|10⁶︎ a.l.]])
! [[Magnitudine apparente|Magnitudine]]
! Scopritore
! Anno<br />scoperta
|- style="background:#eeeeff;"
| [[M32 (astronomia)|M32]]
| cE2
| 2,65 ± 0,10
| +9,0
| style="text-align: left;" | [[Guillaume Le Gentil]]
| 1749
|- style="background:#ccccff"
| [[M110 (astronomia)|M110]]
| E5 pec
| 2,69 ± 0,09
| +8,9
| style="text-align: left;" | [[Charles Messier]]
| 1773
|- style="background:#eeeeff;"
| [[NGC 185]]
| dSph/dE3
| 2,08 ± 0,15
| +10,1
| style="text-align: left;" | [[William Herschel]]
| 1787
|- style="background:#ccccff"
| [[NGC 147]]
| dSph/dE5
| 2,67 ± 0,18
| +10,5
| style="text-align: left;" | [[John Herschel]]
| 1829
|}
== Note ==
<references/>
== Bibliografia ==
=== Libri ===
* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 1996}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| url= https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| isbn= 88-11-50517-8}}
* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. | coautori= et al| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano | anno= 2006| isbn= 88-365-3679-4}}
* {{cita libro | cognome= Lindstrom| nome= J. | titolo= Stelle, galassie e misteri cosmici| editore= Editoriale Scienza| città= Trieste | anno= 2006 | isbn= 88-7307-326-3}}
* {{cita libro | cognome= O'Meara| nome= Stephen James | titolo= Deep Sky Companions: The Messier Objects| editore= Cambridge University Press| città= | anno= 1998 | isbn= 0-521-55332-6| lingua= en}}
* {{cita libro|autore=Robert Burnham, Jr|titolo=Burnham's Celestial Handbook: Volume Two|città=New York|editore=Dover Publications, Inc.|anno= 1978|lingua=en}}
* {{cita libro|autore=Chaisson| coautori=McMillan| titolo= Astronomy Today|città=Englewood Cliffs|editore=Prentice-Hall, Inc.|ed=6|anno=1993|isbn=0-13-240085-5|lingua=en}}
* {{cita libro|autore=Thomas T. Arny|titolo=Explorations: An Introduction to Astronomy|url=https://archive.org/details/explorationsintr0000thom|ed=2|città=Boston|editore= McGraw-Hill|anno= 2000|isbn=0-8151-0292-5|lingua=en}}
=== Carte celesti ===
* {{cita web|url=http://www.geocities.jp/toshimi_taki/atlas_85/atlas_85.htm|titolo=Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas|autore=Toshimi Taki|anno=2005|accesso=7 novembre 2010|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181105182256/http://www.geocities.jp/toshimi_taki/atlas_85/atlas_85.htm|dataarchivio=5 novembre 2018|urlmorto=sì}} - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
* {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | isbn=0-943396-14-X}}
* {{cita libro | cognome= Tirion, Sinnott| titolo=Sky Atlas 2000.0 - Second Edition | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 1998| isbn= 0-933346-90-5}}
* {{cita libro | cognome= Tirion| titolo=The Cambridge Star Atlas 2000.0 | url= https://archive.org/details/cambridgestaratl00wilt| ed=3 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 2001| isbn=0-521-80084-6}}
== Voci correlate ==
Riga 42 ⟶ 412:
* [[Charles Messier]], astronomo
* [[Galassia]]
* [[New General Catalogue
* [[Oggetti non stellari nella costellazione di Andromeda]]
* [[A come Andromeda (miniserie televisiva)]]
== Altri progetti ==
{{interprogetto|etichetta=Galassia di Andromeda}}
== Collegamenti esterni ==
* {{
* {{cita web|1=https://www.cfa.harvard.edu/iau/CBAT_M31.html|2=M31 (Apparent) Novae Page (Elenco ufficiale delle più recenti novae apparse in M31)|lingua=en|accesso=1 maggio 2019|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20101120180128/http://www.cfa.harvard.edu/iau/CBAT_M31.html|dataarchivio=20 novembre 2010|urlmorto=sì}}
* {{cita web|1=http://chandra.as.utexas.edu/~kormendy/m31stis.html|2=Hubble Spectroscopy of the Blue Star Cluster Containing the Supermassive Black Hole in Andromeda|lingua=en|accesso=8 ottobre 2009|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20100127060343/http://chandra.as.utexas.edu/~kormendy/m31stis.html|dataarchivio=27 gennaio 2010|urlmorto=sì}}
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