Andromedagalaksen er en spiralgalakse omtrent fra jorden. Galaksen går også under navnene Messier 31, M31 eller NGC 224, og omtales ofte som «Den store andromedatåken» i eldre tekster. Av de større galaksene er Andromedagalaksen den som ligger nærmest Melkeveien. Navnet kommer fra området på himmelen den befinner seg i – Andromeda - oppkalt etter Andromeda i gresk mytologi. Galaksen er den største i den lokale gruppen, som også inneholder Melkeveien, Triangelgalaksen og rundt 44 mindre galakser.
Andromedagalaksen er også den mest massive galaksen i den lokale gruppen. Selv om tidligere funn tydet på at Melkeveien inneholder mer mørk materie og kunne være den mest massive i grupperingen, avslørte observasjoner gjort av Spitzer-teleskopet i 2006 at Andromeda inneholder en billion (1012) stjerner; minst dobbelt så mange stjerner som estimatene på 200 – 400 milliarder stjerner for Melkeveien.
Andromeda er estimert til å være 1,5 solmasser, mens massen til Melkeveien er estimert til å være 8,5 solmasser. Til sammenligning anslo en studie fra 2009 at Melkeveien og M31 har omtrent samme masse, mens en studie fra 2006 anslo at Melkeveien har omtrent 80 % av Andromedagalaksens masse. Melkeveien og Andromeda forventes å kollidere med hverandre om ca. 3,75 milliarder år, hvor de muligens vil flettes sammen og danne en gigantisk elliptisk galakse eller kanskje en stor skivegalakse.
Med sin tilsynelatende størrelsesklasse på 3,4 er Andromedagalaksen en av de mest lyssterke av alle Messierobjektene, og den er synlig for det blotte øye på månefri nattehimmel, selv i områder med moderat lysforurensning. Fotografert gjennom et større teleskop synes Andromeda å være mer enn seks ganger så bred som fullmånen, men det er kun den lyse sentralregionen som er synlig for det blotte øye, eller ved bruk av kikkert eller mindre teleskop. thumb|Den store Andromedatåken. Observasjonshistorie Den persiske astronomen Abd al-Rahman al-Sufi skrev en linje om det kjedete stjernebildet i sin bok Boken om fiksstjerner rundt 964, hvor han beskrev Andromedagalaksen som en «liten sky». Stjernekart fra denne perioden markerte den også som «den lille skyen». Den første beskrivelsen av Andromedagalaksen basert på teleskopisk observasjon ble gitt av den tyske astronomen Simon Marius 15. desember 1612. Charles Messier katalogiserte Andromeda som M31 i 1764 og krediterte feilaktig Marius som oppdager, selv om den kan ses med det blotte øye. I 1785 bemerket astronomen William Herschel en svak rødaktig fargetone i kjerneregionen av M31. Han anslo at M31 var den nærmeste av alle de «store tåkene», og basert på tåkens farge og størrelsesklasse antok han feilaktig at den ikke lå lenger unna enn ganger avstanden til Sirius.
William Huggins observerte spekteret av M31 i 1864, og oppdaget at det avvek fra en gasståke. Spektret av M31 viser et kontinuum av frekvenser, overlagt av mørke absorpsjonslinjer som benyttes ved identifisering av den kjemiske sammensetningen av et objekt. M31s spektrum er svært likt spektrum av mange individuelle stjerner, og av dette ble det utledet at M31 har et stjerneopphav. I 1885 ble det observert en supernova (kjent som S Andromedae) i M31, den første og så langt den eneste som er observert i denne galaksen. På den tiden var M31 ansett å være et nærliggende objekt, og dermed ble denne hendelsen antatt å være en mye mindre lyssterk hendelse kalt nova, og gitt navnet «Nova 1885».
left|thumb|M31 over Very Large Telescope.
De første bildene av M31 ble tatt i 1887 av Isaac Roberts fra hans private observatorium i Sussex i England. Den lange eksponeringstiden gjorde det mulig å se spiralstrukturen til galaksen for første gang. På den tiden var imidlertid M31 fortsatt antatt å være en stjernetåke innenfor vår egen galakse, og Roberts trodde da feilaktig at M31 og lignende spiraltåker faktisk var solsystemer som ble dannet, sammen med gryende planeter. I 1912 målte Vesto Slipher ved Lowell-observatoriet radialhastigheten til M31 sammenlignet med vårt solsystem ved bruk av spektroskopi. Resultatet ble den største radialhastigheten registrert på den tiden, med en hastighet på i retning av solen.
Øy-univers thumb|M31s beliggenhet i stjernebildet Andromeda. I 1917 observerte den amerikanske astronomen Heber Curtis en nova i M31. Under en gjennomgang av de fotografiske opptakene, ble ytterligere 11 novaer oppdaget. Kurtis merket seg at disse novaene i gjennomsnitt var 10 størrelsesklasser svakere enn de som fant sted andre steder på himmelen. Som et resultat, kom han frem til en estimert avstand på . Han ble en talsmann for hypotesen om det såkalte «øy-universet», som fremhevet at spiraltåker var uavhengige galakser.
I 1920 frant den store debatten mellom Harlow Shapley og Curtis sted, en debatt som omhandlet opphavet til Melkeveien, spiraltåker, og dimensjonene til universet. For å støtte sine påstander om at den store Andromedaskyen er en ekstern galakse, bemerket Curtis også tilstedeværelsen av mørke baner som ligner støvskyer i vår egen galakse, i tillegg til den betydelige Dopplerforskyvningen. I 1922 presenterte Ernst Öpik en metode for å estimere avstanden til M31 ved å bruke de målte hastighetene til stjernene. Resultatene han kom frem til plasserte Andromedagalaksen langt på utsiden av vår egen galakse, i en avstand av ca. . Edwin Hubble avsluttet denne debatten i 1925, da han identifiserte ekstragalaktiske kefeider for første gang på astronomiske bilder av M31. Disse bildene ble tatt ved bruk av det store Hooker-teleskopet, og de gjorde det mulig å fastslå avstanden til den store Andromedatåken. Hubbles målinger viste tydelig at denne formasjonen ikke er en samling av gass og stjerner innenfor vår egen galakse, men en helt separat galakse beliggende i en betydelig avstand fra vår egen.
Siden M31 er den nærmeste store galaksen – dog ikke den nærmeste galaksen – spiller den en viktig rolle i galaktiske studier. Walter Baade var i 1943 den første personen som identifisere stjerner i den sentrale regionen av Andromedagalaksen. Baade identifiserte to forskjellige populasjoner av stjerner basert på metallisitet. Han ga de unge stjernene med høye hastigheter kallenavnet Type I og de eldre, røde stjernene i bulen for Type II. Denne nomenklaturen ble senere også tilegnet stjerner innenfor vår egen galakse, Melkeveien, og ellers i andre galakser. Eksistensen av to ulike populasjoner hadde tidligere også blitt nevnt av Jan Oort. Baade oppdaget også at der var to typer av Kefeide-variabler, noe som resulterte i en dobling av estimatene for avstanden til M31, samt for resten av universet.
Hanbury Brown og Cyril Hazard var de første til å oppdage radiostråling fra Andromedagalaksen, da de brukte det store transitteleskopet ved Jodrell Bank Observatory. Oppdagelsen ble kunngjort i 1950. Tidligere observasjoner ble gjort av radioastronomi-pioneren Grote Reber i 1940, men observasjonene var ikke av en art man kunne trekke konklusjoner av, og senere ble de funnet å være en størrelsesklasse for høye. De første radiokartene av galaksen ble utarbeidet på 1950-tallet av John Baldwin og samarbeidspartnere ved Cambridge Radio Astronomy Group. Kjernen av Andromedagalaksen går under navnet 2C 56 i radioastronomiens katalog 2C. I 2009 kan den første planeten ha blitt oppdaget i Andromedagalaksen. Kandidaten ble oppdaget med en teknikk kalt mikrolinsing, som forårsakes av avbøyningen av lyset av et massivt objekt.
Generelt thumb|Andromedagalaksen. Den estimerte avstanden til Andromedagalaksen ble doblet i 1953 da det ble oppdaget at det finnes en annen, svakere type kefeider. På 1990-tallet brukte man Hipparcos-målinger av både røde kjempstjerner og røde klumpstjerner til å kalibrere kefeideavstander.
Dannelse og historie Ifølge en rapport fra 2010, ble M31 dannet som følge av en kollisjon mellom to mindre galakser for 5 – 9 milliarder år siden. En annen publikasjon fra 2012 har tatt for seg M31s grunnleggende historie helt siden galaksen ble dannet. Ifølge denne ble Andromeda til for omtrent 10 milliarder år siden etter en sammenslåing av mange mindre protogalakser. Andromeda var også mindre enn den vi ser i dag.
Den viktigste hendelsen i M31s historie er den sammenslåingen nevnt ovenfor som fant sted for 8 milliarder år siden. Denne voldsomme kollisjonen dannet det meste av den (metallrike) galaktiske haloen og den utvidete skiven, og i denne epoken var Andromedas stjernedannelse svært høy, på grensen til å bli en luminøs infrarød galakse i omtrent 100 millioner år. M31 og Triangelgalaksen (M33) hadde en svært nær passering av hverandre for 2 – 4 milliarder år siden. Denne hendelsen førte til massiv stjernedannelser langs Andromedagalaksens skive – til og med noen kulehoper – og forstyrret M33s ytre skive.
Selv om det har vært aktivitet i løpet av de siste to milliarder år, har denne vært langt lavere enn tidligere. I løpet av denne perioden falt dannelsen av nye stjerner i M31s skive så mye at den nesten stoppet opp, før den relativt nylig tok seg opp igjen. Der har vært vekselvirkninger med andre satellittgalakser, slik som M32, M110 eller andre som allerede har blitt absorbert av M31. Disse vekselvirkningene har dannet strukturer som . En sammenslåing for omtrent 100 millioner år siden antas å være årsaken til den motroterende skiven av gass funnet i sentrum av M31, i tillegg til tilstedeværelsen av en relativt ung (100 millioner år gammel) stjernepopulasjon.
Nyere avstandsestimater Minst fire forskjellige metoder har blitt brukt for å estimere avstander til Andromedagalaksen.
Ved bruk av infrarød surface brightness fluctuation (I-SBF) med justering for den nye periodeluminositetsverdien til Freedman m.fl. 2001 og en metallisitetkorreksjon på −0,2 mag dex-1 i (O/H), kom man i 2003 fram til et estimat på .
Ved bruk av Kefeidevariabelmetoden kom man i 2004 fram til et estimat på .
I 2005 annonserte Ignasi Ribas (CSIC, Catalonias institutt for romforskning (IEEC)) og kolleger oppdagelsen av en dobbeltstjerneformørkelse i Andromedagalaksen. Dobbeltstjernen, betegnet M31VJ00443799+4129236, har to lyssterke og varme blå stjerner av type O og B. Ved å studere formørkelsen av stjernene, noe som inntreffer hver 3,54969 dag, kunne astronomene måle størrelsene. Ved å vite størrelsene og temperaturene til stjernene, kunne de også måle absolutt størrelsesklasse. Når de synlige og absolutte størrelsesklassene var kjent, kunne også avstanden til stjenen måles. Stjernene ligger ved en avstand på og hele Andromedagalaksen ved omtrent . Denne nye verdien stemmer godt overens med den tidligere, uavhengige Kefeide-baserte avstandsveerdien.
M31 er tilstrekkelig nære til at Tip of the Red Giant Branch-metoden (TRGB) også kan benyttes til å estimere avstander. Ved bruk av denne metoden kom man i 2005 frem til en avstand på
Tar man alle disse estimatene, får man et estimert gjennomsnitt på . Fra dette er diameteren til det ytterste punktet av M31 estimert til å være . Ved å bruke trigonometri (vinkeldiameter), gir dette en tilsynelatende vinkel på 4,96° på himmelen.
Masse og luminositetestimater Masse thumb|Gigantisk halo rundt Andromedagalaksen. Masseestimater for Andromedagalaksens halo (inkludert mørk materie) gir en verdi på omtrent . (eller 1,5 billioner solmasser) sammenslignet med for Melkeveien. Dette motsier tidligere målinger, som indikerte at Melkeveien og Andromeda nesten har lik størrelse. Likevel har M31s kuleform faktisk høyere tetthet av stjerner enn Melkeveien, og den galaktiske stjerneskiven er omtrent dobbelt så stor som Melkeveien. Andromedas totale stjernemasse er estimert til , eller opp mot ifølge andre estimater, med rundt 30 % av den massen i den sentrale galaktiske bulen, 56 % i skiven og de resterende 14 % i haloen.
I tillegg inneholder M31s interstellare medium minimum i form av nøytralt hydrogen, minst som molekylært hydrogen (innenfor de innerste 10 kiloparsec) og med støv.