안드로메다 은하

안드로메다 은하 (M31, NGC 224)
관측 자료 (역기점 J2000)
관측 데이터
별자리	안드로메다자리
적경	00h 42m 44.3s[1]
적위	+41° 16′ 9″[1]
적색편이	z = −0.001001 (마이너스는 청색편이를 의미)[1]
태양 중심 시선 속도	−301 ± 1 km/s[2] (태양시선속도)
거리	254 ± 11만 광년 (778 ± 33 kpc)[2][3][4][5][6](주 2)
특성
형태	SA(s)b[1]
질량	~1.5×1012 M☉[7] M☉
항성 수	~1조(1012) 개[8]
크기	190′ × 60′[1]

안드로메다 은하(영어: Andromeda Galaxy)는 지구로부터 약 780 킬로 파섹(약 250만 광년) 떨어져 있는 막대나선은하이다.^[4]

이는 우리 은하로부터 가장 가까운 큰 은하(major galaxy)이며, 메시에 31(M31) 또는 NGC 224로 알려져 있기도 하다.

옛 문헌들에서는 종종 안드로메다자리 대성운(Andromeda 大星雲)으로 표현되었다.

은하의 명칭은 은하가 보이는 별자리, 즉 안드로메다자리의 명칭을 따서 붙여졌다.

여기서 안드로메다자리는 그리스 신화의 안드로메다 공주의 이름을 따 붙여진 별자리이다. 폭이 대략 22만 광년인 안드로메다 은하는 우리 은하 및 삼각형자리 은하와 대략 54개의 작은 은하들을 포함하는 국부 은하군에서 가장 큰 은하이다.

초기의 탐사들은 우리 은하가 더 많은 암흑 물질을 포함하며 국부 은하군에서 가장 클 것이라고 추정한다.^[9]

2006년 스피처 우주 망원경을 통한 관측들은 안드로메다 은하가 약 2,000~4,000억 개의 별들을 포함할 것으로 추정되는 우리 은하의 적어도 두 배에 해당하는,^[10] 대략 1조 개 정도의 별들을 포함하는 것을 보여주었다.^[8]

우리 은하의 질량이 약 8.5 × 10¹¹ 태양 질량으로 추정되는 데 비해, 안드로메다 은하의 질량은 약 1.5 × 10¹² 태양 질량으로 추정된다.^[7] 2006년의 연구가 우리 은하의 질량이 안드로메다 은하의 질량의 약 80%임을 제시하였지만, 2009년의 연구에서는 우리 은하와 안드로메다 은하의 질량이 거의 같음을 보여주었다.^[11] 우리 은하와 안드로메다 은하는 37억 5천만 년 후에 충돌할 것으로 예측되는데, 그 결과 서로 병합하여 거대타원은하^[12] 또는 거대 원반 은하^[13]를 형성할 것이다.

안드로메다 은하의 원반 구조에 대해 면밀한 관찰은 1950~60년대 독일계 미국인 천문학자인 발터 바데(Wilhelm Heinrich Walter Baade)와 미국인 천문학자인 할튼 아르프(Halton Arp)등의 천문학자 등이 최초로 진행하였으며 해당 연구들을 통해 안드로메다 은하의 정면도 및 각 나선팔의 특성에 대해 연구하였다. 다만, 당시에는 안드로메다 은하가 일반적인 정상나선은하로 취급되었기 때문에 은하 중심의 팽대부 구조와 불규칙한 나선팔 구조는 고려하지 않고 2개의 주요 나선팔 구조를 가지고 있는 모습일 것으로 추정하였다. 특히, 위키피디아에 자세히 서술되어 있는 발터 바데가 구상한 나선팔 구조(S1 ~ S7, N1 ~ N7)는 당시 천문학자들이 안드로메다 은하를 바라보았던 관점을 보여준다.

허블 분류에 따르면 안드로메다 은하는 정상나선은하로 분류되며, 분류 형태는 SA(s)b로 분류되는 것이 일반적이다.

하지만, 최근의 연구 결과로는 안드로메다 은하는 SB(r)b로 분류된다. 정확하게 설명하자면 기존 분류 형태인 SA(s)b는 허블 분류 상에서 고리가 없는 b형 정상나선은하로 설명될 수 있는데 앞서 상술 했듯이 (s)의 경우 안드로메다 은하의 중심으로부터 반경 대략 3만 광년에는 M32p와의 상호 작용으로 인해 형성된 밝고 거대한 고리가 존재한다는 점에서 고리가 존재한다라는 것을 의미하는 (r)로 변경되어야 정상이다.

또한, 학계에서는 이미 안드로메다 은하가 정상나선은하가 아니라 막대나선은하로 분류 된지 오래되었다는 점이다.

2016년 논문에서 안드로메다 은하가 태양계에서 바라봤을 때 정면보다 약 77도 정도 기울어진 상태에서 관찰되기 때문에 은하 중심의 팽대부 구조와 막대 구조를 명확하게 확인할 수 없었을 뿐 은하 중심에 위치한 항성과 가스의 운동이 막대를 가지고 있는 은하에서의 움직임과 유사해 안드로메다 은하가 은하 장축에서 반 시계 방향으로 55도 가량 벗어난 각도로 배열되어 있는 막대 구조를 가지고 있는 막대나선은하라고 처음 제안하였다.

이후 2018년 항성 금속성이 막대 중심으로 향할수록 증가하는 막대 구조의 특징이 안드로메다 은하의 중심핵에서 관찰된다는 관측 결과가 제시되었으며, 또 다른 논문에서도 은하 팽대부에서 O III(이중 전리 산소)의 위치-속도 다이어그램(PVD)에서 보이는 분포가 막대나선은하의 분포와 유사하다는 것이 확인되면서 안드로메다 은하의 막대나선은하설을 뒷받침하는 증거가 되었다.

최근인 2022년에는 안드로메다 은하의 나선팔에서 중심핵으로 흘러 들어오는 고밀도의 가스가 충돌하면서 형성되는 수 Kpc 이상 확장되는 이중 전리 산소의 대규모 충돌 지역이 기존에 추정되었던 막대 구조를 따라서 배열되어 있으며 이 충돌 지역들이 일반적인 170 ​​km/s−1 이상의 높은 속도 기울기를 가지고 있다는 것을 확인하였다. 이러한 막대 구조에서만 나타나는 특성들이 안드로메다 은하의 중심핵에서 연속적으로 발견되고 있다는 점은 더더욱 안드로메다 은하가 막대나선은하라는 가설에 힘을 실어주고 있으며 이미 학계에서는 안드로메다 은하가 막대나선은하로 분류되어야 한다는 제안이 정설로 받아들여지고 있는 것으로 보인다.

2025년에 출간된 논문에 따르면 늙은 항성들의 분포가 막대 구조의 면모를 보이지 않으며 막대에서 확인되는 S자형 먼지 차폐 구조가 발견되지 않았다고 한다. 하지만, 이것이 안드로메다 은하가 막대나선은하라는 주장에 반론이 되지는 못하며 논문 내에서도 안드로메다 은하의 팽대부에서는 정상나선은하에서는 볼 수 없는 비 원형 구조가 확인되는데 이는 M32p와의 충돌로 인해 가스 원반이 심하게 교란되어 중심 1Kpc의 뜨거운 핵 부분을 제외한 안드로메다 은하의 막대 구조가 심하게 교란된 결과인 것으로 설명될 수 있다고 언급하였다. 이러한 관측 결과는 안드로메다 은하는 우리가 생각한 것보다 훨씬 독특한 상태에 머무르고 있을 수 도 있다는 것을 시사한다.

참고 : PA-영문 위키백과: PA-99-N2

PA-99-N2는 1999년 안드로메다 은하에서 감지된 미시 중력 렌즈 현상이다. 이에 대한 설명 중 하나는 태양 질량의 약 0.02배에서 약 3.6배 사이의 별이 적색 거성에 중력 렌즈 효과를 일으켰다는 것이다. 이는 이 별이 행성의 궤도를 돌고 있을 가능성이 있음을 시사한다.

가능한 외계 행성의 질량은 목성의 약 6.34배이다.

만약 이 현상이 최종적으로 확인된다면, 이는 은하계 밖 에서 발견된 최초의 행성이 될 것이다.

은하 원반 바깥 부분에는 헤일로가 위치해 있으며 메이올 II를 포함한 다수의 구상 성단이 발견되었다. 내부 헤일로의 경우 최대 22만 광년의 크기를 가지고 있는 것으로 알려져 있다. 그리고, 외부 헤일로의 크기는 우리 은하에서 안드로메다은하까지의 거리의 약 40%인 100만 광년에 달할 것으로 추산되었다.

일반적으로 외부 헤일로는 대부분 물질보다는 암흑 물질로 구성되어 있기 때문에 안드로메다 은하의 실제 크기가 약 100만 광년 이라고 하기엔 무리가 존재한다.

안드로메다 은하의 핵은 중심부에 있는 초대질량 블랙홀 M31*을 중심으로 하고 있으며, 질량은 태양 질량의 약 1억 4,000만 배로 추산되는데, 참고로 우리 은하의 중심에 있는 궁수자리 A*의 질량은 태양의 약 430만 배로 추정된다. 과거엔 안드로메다 은하의 핵이 저 광도 활동 은하핵(LLAGN)으로 분류된다고 언급되었지만 최근 연구에 따르면 안드로메다 은하의 핵이 활동 은하와 대비해 적은 가스 량을 포함하고 있고 블랙홀도 낮은 본디 강착(Bondi accretion)률을 보이고 있어 현재는 비 활동 상태에 머무르고 있을 것으로 추정하였다.

또한, 중심에서 이온화된 수소 알파선 원반이 발견되었다. 해당 관측 결과에 따르면 핵이 비 활동 상태임에도 불구하고 주변에서 이온화된 수소 가스 원반이 위치해 있다는 것은 안드로메다 은하는 최소 50만 년 전까지만 하더라도 활동 은하핵을 가지고 있는 활동 은하였다는 것을 나타낸다고 한다.

블랙홀 주변 4 pc 범위에는 수십 만 개 이상의 항성으로 구성된 편심 원반이 위치해 있다. 이 편심 원반은 블랙홀을 중심으로 하는 옅은 별 무리인 P2, 그리고 블랙홀에서 아래쪽으로 살짝 떨어져 있는 고밀도의 별무리인 P1이라는 2개의 항성 그룹으로 구성되어 있으며 이를 안드로메다 은하의 이중 핵 구조(Double Nucleus)라고 한다. 또한, 최근에는 P2에서 블랙홀에서 멀리 떨어져 있는 그룹이 대부분 적색 거성으로 구성되어 있는 것과는 달리 블랙홀 가까이 위치해 있는 항성들이 최소 1억 년 에서 최대 2억 년이라는 상대적으로 젊은 나이를 가지고 있다는 것이 확인되어 이를 P2와는 별개의 구조라고 결론 내리고 이를 P3라고 명명하였다. 또한, P3는 독특하게도 그룹에 속하는 대부분의 별들이 블랙홀에 수평으로 배열되어 있어 원반 구조를 형성하고 있는데, 이러한 원반 구조는 P3에 속하는 항성이 블랙홀 주변에서 강착된 성간 가스에서 형성되었음을 의미한다.

상술한 안드로메다 은하의 이중 핵 구조는 발견 당시엔 P1 구조가 안드로메다 은하에 흡수된 위성 은하의 잔여 핵일 것으로 추정되었지만, P1 구조 중심에 블랙홀이 위치해 있지 않다는 것이 확인되어 현재 이 가설은 사장되었다. 2021년 논문에 따르면 두 초대질량 블랙홀의 충돌에서 형성된 중력파가 주변 항성들에 영향을 미쳐 안드로메다 은하의 이중 핵 구조를 형성할 수 있다고 한다.^[14]

이외에도 M32p와의 상호 작용에 앞서 메시에 33과의 근접 사건이 수십 억 년 전 발생하였을 것으로 추정되기도 하나 해당 사건의 존재 유무에 대해선 학계에서 논란이 어느 정도 존재하며 실제로 존재하였다고 하더라도 원반 간 직접 충돌이 발생한 M32p 상호작용과는 달리 단순히 근접했던 것에 불과하기 때문에 두 은하 사이에 얇은 가스 필라멘트가 형성되거나 중력 섭동으로 인해 두 은하의 별 형성 활동이 이전보다 활발해졌다는 것 외에 유의미한 변화는 발생 시키지 않았을 것으로 추정된다.

일반적으로 안드로메다 은하가 국부 은하군의 제 1 은하이며 우리 은하는 국부 은하군의 제 2 은하라고 알려져 있는 경우가 다수이지만, 최근의 연구 결과 대부분은 우리 은하와 안드로메다 은하의 자체 질량은 거의 동일하거나 오히려 우리 은하가 더 크다고 언급하고 있다. 물론 크기와 항성의 개수 면에서는 우리 은하가 안드로메다 은하의 1/2에 불과하지만 이는 우리 은하가 우연인지 모를 이유로 은하군 소속 주요 은하들에 항성 생성 활동이 일반적인 나선 은하보다 매우 덜 발생하였기 때문이다.

안드로메다 은하 내에 있는 성간 물질의 양은 M32p와의 격렬한 충돌 과정에서 대부분 소모되어 우리 은하의 양에 비해 상대적으로 적으며 현재 안드로메다 은하는 1,500만 년 ~ 2,000만 년 전의 성폭발 사건 이후 별 형성 활동이 소강 상태에 머무르고 있다. 따라서 우리 은하와 비교했을 때 현재 안드로메다 은하의 별 생성 속도는 우리 은하의 약 25% 정도로 낮다. 또한, 안드로메다 은하는 국부 은하군 내부의 다른 주요 은하들이 각각 명확하게 식별되는 항성 형성 구역을 1 ~ 2개 이상 가지고 있는 것과는 달리 항성이 폭발적으로 형성되는 지역은 나선팔 전체에서 손에 꼽을 만큼 적다. 예를 들어, 거의 같은 거리에 떨어져 있는 삼각형자리 은하는 상대적으로 밝은 일부 성운, 성협 구조 수 개가 은하와는 별개로 NGC 목록에 수록되었지만 안드로메다 은하는 은하 남동쪽에서 확인 가능한 밝은 OB 성협인 NGC 206을 제외하면 NGC 목록에 등재될 정도로 밝은 천체가 없다는 점에서 안드로메다 은하의 별 형성 활동이나 상대적으로 젊은 항성의 형성 활동이 상당히 정체된 상태라는 것을 알 수 있다.

할튼 아르프와 발터 바데는 안드로메다 은하의 나선팔을 은하 핵의 중심에 위치한 S1~2, N1~2 나선팔과 원반에는 N3-S4-N5-S6-N7으로 연결되는 나선팔과 S3-N4-S5-N6-S7으로 연결되는 나선팔, 2개의 주요 나선팔로 구성되어 있을 것으로 추정하였다.

이중에서 S1~2, N1~2는 현재 팽대부 구조를, S3, N3는 팽대부 인근에 위치해 있는 각기 분리되어 있는 여러 개의 나선팔 구조를, S4-N4는 10Kpc 고리 구조, S5-N5는 왜곡된 외부 원반에 위치해 있는 나선팔들, S6-N6는 은하 원반의 최외곽에 위치해 있는 희미한 나선팔 구조로 식별되는 구조들을 나타내고 있으며 S7-N7은 S6-N6 너머에 위치해 있는 나선팔로 S7-N7의 나선팔 구조는 장노출 사진에서 나마 겨우 확인할 수 있다.

10Kpc 고리가 형성된 5억 년 전의 상호 작용 이후 안드로메다 은하의 원반 구조는 1억 년이 지난 약 4억 년 전에 안정화 단계를 밟기 시작하였고 이에 따라 별 형성률도 5억 년 전과 대비해 상대적으로 낮아지게 되었다. 4억 년 전 이후 대부분의 별 형성은 5 Kpc 고리, 10 Kpc 고리, 15 Kpc 고리에 국한되어 발생하였는데, 이중에서 약 60% 이상의 항성 형성 활동은 10 Kpc 고리에서 발생되었음이 확인되었다.

5Kpc/15Kpc 고리의 경우 4억 년 전부터 계속해서 존재했던 10 Kpc 고리와는 달리 최대 2억 년의 나이를 가지고 있는 최근에 형성된 구조로 추정된다. 이중 5 Kpc 고리는 약 1억년 전 별 형성률이 정점에 달한 후 고리 구조가 해체되기 시작하였으며 15 Kpc 고리 구조는 약 8,000만 년 전부터 별 형성 활동이 발생하기 시작하였으며 현재까지 꾸준히 증가해 오고 있다는 것이 밝혀졌다. 실제로 15 Kpc 고리 구조의 양 끝에서 명확하게 식별되는 성운 복합체 구조를 확인할 수 있다.

가장 유명한 성운은 V88이라는 이름으로도 알려진 NGC 206으로 안드로메다 은하의 전역에서 유일하게 NGC 목록에 등재된 하위 천체이다. 내부에서 확인되는 항성들의 나이가 대부분 3,000만 년 이내이기 때문에 일반적인 별 구름 구조가 아니라 초 거대 OB 성협으로도 간주되는데, 이 경우 OB 성협의 크기가 무려 3,000 광년에 달하게 된다. 게다가, 이 3,000 광년이라는 크기의 공간에 빽빽하게 항성들이 들어차 있기 때문에 실제로 성협이 형성될 때에는 최소 3,000 광년 이상의 거대한 성운이 형성되어 있었을 것으로 추정된다. 현재 국부 은하군에서 가장 거대한 성운들인 대마젤란 은하의 타란툴라 성운의 크기가 최대 1,800 광년, NGC 604가 약 1,500 광년의 크기를 가지고 있다는 것을 고려하면 현재 국부 은하군에서 가장 큰 성운들보다 최소 2배 이상 거대한 성운이 3,000만 년 전 ~ 1,000만 년 전의 안드로메다 은하에 존재했었다는 걸 알 수 있다.

안드로메다 은하의 겉보기 등급은 +3.4등급으로 메시에 천체 중에서 가장 밝다.^[15] 때문에 광공해가 적은 지역에서 달이 없는 밤에 맨눈으로 보일 정도이다. 그러나 큰 망원경을 통해 촬영되는 안드로메다 은하의 모습(시직경)이 보름달보다 여섯 배나 크기 때문에 표면밝기 문제로 인해 오로지 밝은 중심 영역만이 맨눈이나 쌍안경, 작은 천체 망원경을 통해 보인다. 그래서 은하는 실제로 별과 유사한 모습으로 보인다.

예전에 안드로메다 은하가 우리 은하에 속해있는 성운이라는 의견과 우리 은하 밖에 있는 또 다른 은하라는 의견이 있었지만 허블이 또 다른 은하라는 사실을 밝혀냈다.

2023년 경 프랑스의 아마추어 천문학자인 Yann Sainty가 촬영한 사진에서 안드로메다 은하를 100여 년 간 연구 했음에도 불구하고 발견하지 못했던 OIII 성운을 발견하면서 천문학계에 큰 파장을 불러왔다. 100여 년 간 전혀 발견되지 않았던 성운이었기에 한국에서도 우주 먼지의 현자 타임즈같은 천문학 유튜버들을 통해 알려지게 되었다.

발견 이후 이 OIII 성운이 우리 은하 내부의 성간물질 구조라고 제안하거나 안드로메다 은하의 외부에 위치해 있는 거대한 확장 방출지역(EELR)의 일종이라거나, 아니면 안드로메다은하의 항성 흐름(Stellar Stream)의 일종이라는 등 여러 추측들이 오고갔지만 자세한 연구가 이루어지지 않았기 때문에 확답은 얻을 수 없었다.

그리고 2024년 말 논문에서 해당 성운에 대한 자세한 연구가 이루어졌다. 해당 논문에 따르면 OIII 성운의 일정 지점을 관측하고 분석한 결과, 성운의 후퇴 속도는 -40 Km/s 이상으로 측정되었는데 안드로메다 은하의 후퇴 속도가 -300 Km/s인 것과는 큰 차이가 존재한다. 또한, 관측 지점의 속도 차이가 불과 몇 Km/s밖에 되지 않는데, 만약 해당 성운이 안드로메다 은하와 같은 거리에 위치한 외부 은하의 성간매질이라면 크기가 최소 몇 만 광년은 되기 때문에 각 지점의 속도 차이가 이보다 훨씬 높게 나타나야 한다는 것이 중론이다. 따라서 해당 성운은 안드로메다 은하의 구조보다는 우리 은하 내부의 성간물질 구조일 가능성이 높다고 결론내렸다.

이 OIII 성운과 같은 구조는 이때까지 단 한 번도 관찰된 적이 없기 때문에 정확하게 어떤 분류에 속하는 성운인지는 확인되지 않았다.

페르시아의 천문학자 압드 알라흐만 알수피는 964년 경의 저서 항성에 관한 책 에서 별자리에 관해 안드로메다 은하를 "작은 구름"으로 묘사하였다.^[16][17] 주기에 관한 성도에서는 은하를 작은 구름(Little Cloud)으로 표시하였다.^[17] 망원경 관측을 기반으로 한 안드로메다 은하에 관한 첫 설명은 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 1612년 12월 15일에 쓴 것이다.^[18] 샤를 메시에는 1764년에 안드로메다 은하를 M31로 자신의 목록에 수록하였으며, 안드로메다 은하가 육안으로 보임에도 불구하고 천체의 발견자로 마리우스를 적는 실수를 하였다. 1785년, 천문학자 윌리엄 허셜은 M31의 중심 영역의 색상을 희미한 적색 빛깔로 기록하였다. 그는 M31이 모든 "대성운" 중에서 가장 가까울 것이라고 여겼으며, 색깔과 성운의 등급에 근거하여 그는 시리우스의 거리의 약 2,000배 이상 멀지는 않을 것이라고 잘못 추측하였다.^[19] 1850년에 윌리엄 파슨스와 로제 3세 백작은 안드로메다 은하를 관측하여 은하의 나선 구조에 관해 처음으로 그림을 남겼다. 윌리엄 허긴스는 1864년에 M31의 스펙트럼을 관측하였으며 이것이 기체 성운과는 다르다고 기록하였다.^[20] M31의 스펙트럼은 흡수선들이 겹쳐진 진동수에 따른 연속체를 보여주는데, 그러한 연속체 속의 어두운 흡수선들은 천체의 화학적 조성을 발견하는데 도움을 준다. 또한 M31의 스펙트럼은 각 별들의 스펙트럼과 매우 유사하며, 이를 통해 M31이 항성의 성질을 지니고 있음이 추론되었다.

1885년에는 M31에서 초신성 하나가 관측되었다. 이것은 안드로메다자리 S로 알려져 있는데, 안드로메다 은하에서 관측된 최초 및 유일한 초신성이다. 안드로메다자리 S는 M31 근처의 천체로 간주되었는데, 그 이유는 안드로메다자리 S가 초신성보다 덜 밝은 별개의 사건인 신성으로 여겨졌기 때문으로, 그로 인해 당시에는 "신성 1885"로 명칭이 붙여졌다.^[21] 이것이 초신성임이 밝혀짐에 따라 현대에는 초신성의 명명법을 따라 SN 1885A로 부르기도 한다.

M31에 관한 첫 사진은 1887년 영국의 아이작 로버트가 서섹스에 있는 자신의 천문대에서 촬영한 사진이다. 그러나, 그 시각에 M31은 우리 은하에 있는 성운의 일종으로 여겨졌으며, 로버트는 M31과 그와 비슷한 나선 성운들이 실제로 새로 형성되는 태양계일 것이라고 잘 못 생각하였다.^{[출처 필요]}

태양계에 대한 M31의 시선속도는 1912년 로웰 천문대의 베스토 슬라이퍼의 분광학적 연구를 통해 측정되었는데, 태양 방향으로 초당 300 킬로미터 정도로, 그 당시에 기록된 것 중 가장 큰 시선속도였다.^[23]

1917년, 미국의 천문학자 히버 커티스는 M31에서 발생한 신성을 관측했다. 그는 사진 기록들을 연구하면서 11개의 신성을 더 발견하였다. 커티스는 이 신성들이 하늘 다른 곳에서 발생하는 신성들에 비해 평균적으로 +10등급은 어둡다고 기록하였다. 이를 통해 커티스는 M31 까지의 거리를 약 50만 광년(3.2×10¹⁰ AU)으로 추산할 수 있었는데, 때문에 그는 나선 성운들이 실제로 독립적인 은하라고 주장하는 "섬 우주"(island universe) 가설의 지지자가 되었다.^[24]

여기서 놀라운 점은 현재 안드로메다의 총 원반 질량은 4 X 1011 태양 질량이지만 불과 몇십 억 년 전까지만 하더라도 안드로메다 은하의 원반 질량은 현재보다 4배 적은 약 1,011 태양 질량 정도였을 것으로 추정된다는 것이다.

이 질량 차이는 약 20억년 전 M32p로 알려진 나선 은하와의 충돌로 인해 폭발적 항성 생성 사건이 발생해 기하급수적으로 질량이 증가하였기 때문이다.

1920년, 할로우 섀플리와 커티스 사이에 우리 은하와 나선 성운의 성질, 그리고 우주의 크기에 관해 대논쟁이 벌어졌다. 커티스는 안드로메다자리 대성운이 실제로 외부 은하라는 주장을 보강하기 위해서 안드로메다자리 대성운에서 상당한 도플러 이동을 관측했을 뿐만 아니라, 우리 은하의 티끌 성운과 유사한 어두운 띠의 존재를 발견하기도 하였다. 1922년에는 에른스트 외픽이 M31과의 거리를 추정하기 위해 그 속에 측정된 별들의 속도를 이용하였다. 그는 이 방법을 통해서 거리를 대략 45만 파섹(150만 광년)으로 추산하였는데, 이는 안드로메다자리 대성운이 우리 은하 바깥 멀리 있음을 의미한다.^[25] 에드윈 허블은 1925년에 안드로메다 대성운의 사진에서 처음으로 은하 외부 세페이드 변광성을 발견하여 이 논쟁을 종결지었다. 2.5미터(100인치) 후커 망원경을 통해 촬영된 사진들을 통해 안드로메다자리 대성운 까지의 거리를 측정할 수 있었는데, 그의 측정은 안드로메다자리 대성운이 우리 은하 내부에 있는 기체 및 별의 군집이 아니며, 우리 은하로부터 상당한 거리에 위치한 별개의 은하임을 입증하였다.^[26]

M31은 가장 가까운 큰 은하(가장 가까운 은하는 아님)이기 때문에 은하 연구에서 중요한 역할을 한다. 1943년 발터 바데는 안드로메다 은하의 중심 영역의 별들을 처음으로 관측하였다. 그는 이들의 중원소 함량에 근거하여 별개의 두 분류군을 발견하였는데, 원반의 어린 고속별들에게 1형을 부여하고, 은하 팽대부속의 늙은 적색 별들은 2형을 부여하였다. 이 명명법은 후에 우리 은하 및 다른 은하의 별에 대해서도 사용되었다.(두 개의 분류군의 존재는 얀 오르트가 더 일찍 확인하였다.)^[27] 또한 바데는 세페이드 변광성에 두 가지 유형이 있음을 발견하였는데, 때문에 M31 까지의 거리 측정 뿐만 아니라 다른 은하들 까지의 거리 측정 방법이 배가되었다.^[28]

안드로메다 은하에서의 전파 방출은 조드럴 뱅크 천문대의 핸버리 브라운과 시럴 해저드가 218 피트 트랜싯 망원경을 통해 처음으로 관측하였는데, 1950년에 그 사실을 발표하였다.^[29][30] (전파 천문학의 선구자인 그로트 리버가 1940년에 그보다 더 일찍 관측하였으나 확정적이지 않다) 1950년대에는 케임브리지 전파 천문학 연구 집단(Cambridge Radio Astronomy Group)의 존 볼드윈과 그의 동료들을 통해 은하에 관한 첫 전파 지도가 만들어졌다.^[31] 2C 전파 천문 목록에서 안드로메다 은하의 핵은 2C 56으로 수록되었다.

2009년에는 안드로메다 은하에서 행성이 처음으로 발견되었다. 이 행성 후보는 무거운 천체에 의해 배경 별의 빛이 휘어짐을 야기하는, 중력 렌즈라 불리는 기법을 통해 발견되었다.^[32]

안드로메다 은하의 추산 거리는 1953년에 세페이드 변광성의 어두운 유형이 발견되었을 때 두 값으로 나뉘었다. 1990년대, 표준 적색거성과 적색군 별에 관한 히파르코스 위성의 측정이 세페이드 변광성으로 추정된 거리를 눈금화하는 데 이용되었다.^[33][34]

2010년에 한 천문학자 연구 집단의 연구에 따르면, 안드로메다 은하는 50억~90억 년 전에 두 작은 은하의 충돌로 형성되었다고 한다.^[35]

2012년 연구^[36]에서는 안드로메다 은하의 탄생에서 시작하는 기본적인 역사에 관한 개요가 작성되었다. 연구에 따르면 안드로메다 은하는 대략 100억 년 전에 수많은 작은 원시 은하들의 병합을 통해 오늘날 우리가 보는 것보다 작은 형태로 형성되었다고 한다.

안드로메다 은하의 역사에 관해서 가장 중요한 사건은 앞에서 언급했던, 80억 년 전 쯤에 발생한 병합이다. 그러한 격변적인 충돌로 안드로메다 은하의 (금속 풍부)헤일로 대부분이 형성되었으며, 원반이 확장되면서 안드로메다 은하의 별의 형성이 매우 활발하게 일어났다. 때문에 안드로메다 은하는 이 때부터 약 1억 년 간 발광 적외선 은하였을 것이다. 안드로메다 은하와 삼각형자리 은하(M33)는 2~40억 년 전에 한 번 매우 가까이 스쳐 지나간 적이 있다. 이 사건으로 안드로메다 은하의 원반에는 높은 수준의 별의(심지어 구상 성단 일부도) 형성이 촉발되었으며, 삼각형자리 은하의 외곽 원반이 흐트러졌을 것이다.

지난 20억 년 사이에도 별의 형성이 일어나 왔지만, 그 전에 비해서는 훨씬 작은 수준이다. 이 시기에 안드로메다 은하의 원반 도처에서의 별의 형성은 비 활동에 가까운 수준으로 감소하였을 것으로 추정되었다. 그러나 그러한 활동은 최근 들어서 비교적 증가하였다. 안드로메다 은하와, 그에 흡수되고 있는 M32나 M110, 또는 다른 위성 은하들은 서로 상호작용하고 있는데, 이러한 상호 작용을 통해 안드로메다 은하의 거대한 성류와 같은 구조들이 형성되어 왔다. M31의 중심에서 발견된 역 회전(counter-rotating) 기체 원반과 그 속의 상대적으로 어린(1억 년 정도의) 항성 개체들의 존재를 통해 약 1억 년 전에 은하 병합이 있었던 것으로 추정된다.

안드로메다 은하 까지의 거리를 측정하는데 적어도 네 개의 서로 다른 기법이 사용되어 왔다.

2003년의 적외선 표면 밝기 요동(I-SBF)과 2001년 프리드먼 등의 새로운 주기-광도 값에 관한 개선 및 (O/H)에서 -0.2 등급/dex의 중원소 함량 정정을 이용하여 추산된 거리는 257 ± 6만 광년(1.625×10¹¹ ± 3.8×10⁹ AU)이다.

2004년에 발표된 세페이드 변광성을 이용한 방법으로 추정된 거리는 251 ± 13만 광년(770 ± 40