觀測曆史
最早的仙女座星系觀測紀錄可能出自波斯的天文學家阿爾蘇飛，他描述它是“小雲”，星圖上的标記在那個時代也是“小雲”。第一個以望遠鏡進行觀測和記錄是西門·馬裡烏斯，時為1612年。
1764年梅西耶将他編目為M31，并相信西門·馬裡烏斯為發現者，未察覺阿爾蘇飛在更加早期的工作。
1785年，天文學家威廉·赫歇爾注意到在星系的核心區域有偏紅色的雜色，使他相信這是所有星雲中最靠近的“大星雲”，并依據星雲的顔色和亮度估計（并不正确）距離應在天狼星的2,000倍之内。
1786年，F·W·赫歇耳第一個将它列入能分解為恒星的星雲。
1864年，威廉·哈金斯觀察仙女座星系的光譜，注意到仙女座星系的光譜是在頻率上連續的連續光譜上疊加上了暗線，與氣體星雲不同，很像是單獨的一顆恒星，因此他推論仙女座星系具有恒星的本質。
1885年，一顆超新星仙女座星系（是仙女座S），這是第一次看見如此遙遠星系中的恒星。在當時，他的亮度被低估了，隻被認為是一顆新星，因此稱為1885新星。
1914年皮斯探知M31有自轉運動。
1917年，希伯·柯蒂斯觀測到M31内的一顆新星，搜尋照相的記錄又找到了11顆。柯蒂斯注意到這些新星的平均光度約為10等，遠低于發生在銀河系内的星等。這一結果使估計的距離提高至500,000光年，也是他成為“島宇宙”假說的擁護者。此一假說認為螺旋星雲也是獨立的星系。
1920年，發生了哈洛·夏普利和希伯·柯蒂斯之間的大辯論，就銀河系、螺旋星雲、和宇宙的尺度進行辯論。為了支持他所聲稱的M31是外在的星系，柯蒂斯提出我們自己的銀河系也有塵埃雲造成類似的黑色小道，并且有明顯的多普勒位移。
1924~1925年，哈勃在照相底片上證認出仙女座星系旋臂上的造父變星，并根據周光關系算出距離，确認它是銀河系之外的恒星系統，辯論便平息了。使用2.5米(100英寸)反射望遠鏡拍攝的照片，M31的距離得以被确認。哈勃的測量決定性的證實這些恒星和氣體不在我們的銀河系之内，而整體都是離我們銀河系有極大距離的一個星系。
1939年經巴布科克等人的研究，測出從中心到邊緣的自轉速度曲線，并由此得知星系的質量。據估計，M31的質量不小于3.1×10個太陽質量，比銀河系大一倍以上，是本星系群中質量最大的一個。M31的中心有一個類星核心，直徑隻有25光年，質量相當于10太陽質量，即一立方秒差距内聚集1500個恒星。類星核心的紅外輻射很強，約等于銀河系整個核心區的輻射。但那裡的射電卻隻有銀心射電的1/20。射電觀測指出，中性氫多集中在半徑為10千秒差距的寬環帶中。氫的含量為總質量的1%，這個比值較之銀河系的（1.4～7%）要小。由此可以認為，M31的氣體大部分已形成恒星。
1943~1944年，沃爾特·巴德分辨出仙女座星系核心部分的天體，證認出其中的星團和恒星。基于他對這個星系的觀測，他分辨出兩種不同星族的恒星，他稱呼在星系盤中年輕的、高速運動的恒星為第一星族，在核球年老的、偏紅色的是第二星族，這個命名的原則随後也被引用在我們的銀河系内，以及其他的各種場合。（恒星分為二個星族的現象歐特在此之前就注意到了）并指明星族的空間分布與銀河系相。
巴德博士也發現造父變星有兩種不同的型态，使得對M31的距離估計又增加了一倍，也對其餘的宇宙産生影響。M31旋臂上是極端星族Ⅰ，其中有O-B型星、亮超巨星、OB星協、電離氫區。在星系盤上觀測到經典造父變星、新星、紅巨星、行星狀星雲等盤族天體。中心區則有星族Ⅱ造父變星。暈星族成員的球狀星團離星系主平面可達30千秒差距以外。還發現，M31成員的重元素含量，從外圍向中心逐漸增加。這種現象表明，恒星抛射物質緻使星際物質重元素增多的過程，在星系中心區域比外圍部分頻繁得多。
19世紀50年代，仙女座星系的第一張無線電圖是由約翰·鮑德溫和劍橋無線電天文小組合作共同完成的。在2C星表無線電天文目錄上，仙女座星系的核心被編目為2C56。
2006年，發現了9個星系沿着橫越過仙女座星系核心的平面延伸著，而不是随意的散布在周圍。這也許可以說明這些衛星星系有共同的起源。
M31在天文學史上有着重要的地位，在星系的研究中扮演着一個重要的角色，因為它雖然不是最近的星系，卻是距離最近的一個巨大螺旋星系。
研究成果
早在18世紀，伊曼努埃爾·康德（Immanuel Kant）就認為，這類星雲可能是銀河系之外的巨大恒星系統，這一見解甚至到了20世紀初仍未得到證實。另一個頗有市場的觀點是，星雲乃銀河系内部氣體塵埃雲形成恒星的區域。這個問題在上世紀20年代，埃德溫·哈勃使用威爾遜山天文台新造的100英寸（2.54米）望遠鏡，在仙女座星雲的外區證認出了個别的恒星，才獲得解決。
這些恒星中有些是造父變星。由于造父變星的變化與它們的絕對星等有關，所以哈勃得以從它們的視亮度計算出到仙女座星系的距離，由此證明它确實是另外一個獨立的星系。
哈勃估計的距離，後來主要通過沃爾特·巴德（Walter Baade）的研究，幾經修正而有所增大。哈勃的工作證實了銀河系不過是許許多多星系中的一個而已，宇宙遠遠伸展到了銀河系邊界以外。在700千秒差距距離上，仙女座星系的直徑将是50千秒差距，大緻比我們的銀河系大一倍，約含4000億顆恒星。
一般認為銀河系的外觀與仙女座大星系十分相像，兩者共同主宰着本星系群。仙女座大星系彌漫的光線是由數千億顆恒星成員共同貢獻而成的。幾顆圍繞在仙女座大星系影像旁的亮星，其實是我們銀河系裡的星星，比起背景物體要近得多了。仙女座大星系又名為M31，因為它是著名的梅西耶星團星雲表中的第31号彌漫天體。
星雲中的恒星可以劃分成約20個群落，這意味着它們可能來自仙女座星系“吞噬”的較小星系，仙女座星系的直徑至少是50千秒差距（16萬光年），為銀河系直徑的1.5倍（銀河系直徑為十萬光年），是本星系群中最大的一個星系。仙女座星系和銀河系有很多的相似，對二者的對比研究，能為了解銀河系的運動、結構和演化提供重要的線索。
仙女座大星雲是秋夜星空中最美麗的天體，也是第一個被證明是河外星系的天體，還是肉眼可以看見的最遙遠的天體。暗物質，可能是在這個集團中質量最大的。斯皮策太空望遠鏡觀測顯示仙女座星系有将近有一萬億顆恒星，數量遠比我們的銀河系多。在2006年重新估計銀河系的質量大約是仙女座星系的50%，大約是太陽質量（符号：M☉）。
仙女座星系在适度黑暗的天空環境下很容易用肉眼看見，但是如此的天空僅存在于小鎮、被隔絕的區域、和離人口集中區域很遠的地方，隻受到輕度光污染的環境下。肉眼看見的仙女座星系非常小，因為它隻有中心一小塊的區域有足夠的亮度，但是這個星系完整的角直徑有滿月的七倍大。
衛星星系
與銀河系相似，仙女座星系也有衛星星系，所知的已經有14個矮星系，最有名的、也是最容易觀測到的衛星星系是橢圓星系M32和M110。
依據現有的證據，似乎在不久前的過去M32曾經與M31相遇過。M32原本可能是一個大星系，但核心被M31從星盤内剔除，并且在核心區域經曆恒星形成的暴增。
M110看來也曾經與M31有過交互，并且天文學家在M31的星系暈中發現了從這個衛星星系被剝離的富含金屬星的星流。M110包含了一些灰塵很多的路徑，暗示最近有恒星持續的形成。這在矮橢圓星系中是不尋常的現象，因為橢圓星系通常是缺乏塵埃和氣體的。
在2006年，發現了9個星系沿着橫越過仙女座星系核心的平面延伸，而不是随意的散布在周圍。這也許可以說明這些衛星星系有共同的起源
星系特征
仙女座星系以大約每秒300公裡（180英裡/秒）的速度靠近太陽，所以它是少數藍移的星系之一。将太陽系在銀河内的速度考量進去，将會發現仙女座星系以100～140公裡/秒(62–87英裡/秒)的速度接近銀河系。即使如此，這并不意味着未來會和銀河系發生碰撞，不過根據2015年最新觀測數據認為，銀河系可能正在以每秒200公裡的速度靠近M31。即使會發生碰撞，也是30億（±10）年後的事情。在這種情況下，兩個星系會合并成一個更巨大的星系。在星系群中這種事件是經常發生的。
在1953年發現有一種光度較暗的造父變星，使仙女座大星系的距離增加了一倍。1990年代，使用依巴谷衛星利用标準的紅巨星和紅叢集測量的距離，為造父變星測量的距離校準。
估計距離
至少有三種方法被用來測量M31的距離。在2004年，使用造父變星法，估計的距離是251±13萬光年（770±40千秒差距）。
2005年，包括Ignasi Ribas（西班牙研究委員會，CSIC、卡塔龍尼亞的太空研究學院）和他的同事在内的一群天文學家，宣布在仙女座星系發現了食雙星。這對雙星的名稱（編号）是M31VJ00443799+4129236，兩顆星分别是明亮且熱的O型星和B型星。研究得知食的周期是3.54969日，這讓天文學家可以測量它們的大小。知道恒星的大小和溫度，就能測量出絕對星等。而知道了視星等和絕對星等，距離就能測量出來了。這對恒星的距離經測定為252萬±14萬光年，而仙女座星系的整體的距離是250萬光年。這新的數值被認為比早先單獨使用造父變星測量的距離更為精準。
仙女座星系的距離近到足以利用紅巨星分支技術（Tip of the Red Giant Branch,TRGB）的方法來估計距離。在2005年，用這種方法測出的距離是256±8萬光年（785±25千秒差距）。
平均上述的值，這些測量給的距離估計是253±7萬光年（775±22千秒差距）。
基于上述的距離，M31的直徑最寬處估計是220,000±4000光年。
質量
估計仙女座星系的質量（包括暗物質）大約是1.23×10M☉（或1.23兆太陽質量），相當于銀河系質量（5.8×10M☉）的2.12倍。雖然誤差的範圍仍然太大以至于難以完全确認，但這樣的結果将已經可确認M31的質量比銀河系大，而且M31比銀河系尺寸更大、包含更多恒星。
M31看上去有比銀河系更多的普通恒星，估計的亮度也是銀河系的兩倍。但是在恒星形成速率上，銀河系卻高了許多，M31每年隻能制造出1個太陽質量的恒星，而銀河系是3-5個太陽質量。新星出現的比率銀河系也比M31高一倍。這顯示M31已經經曆了恒星形成的階段，而銀河系正在恒星形成的階段中。而這意味着在将來，銀河系中恒星将會與在M31觀察到的數量相當。
光度
與銀河系相比，仙女座星系似乎以年齡超過年的老星。仙女座星系的估計光度約L☉，比我們的銀河系高25%。然而，從地球觀測銀河系時，具有高傾角，并且其星際塵埃吸收未知量的光，因此難以估計其實際亮度，一些科學家已經給出了仙女座星系光度的不同值（一些科學家甚至提出它是在銀河系的10兆秒差距範圍内的第二亮銀河系，在Sombrero星系之後，絕對星等大約為-22.21。
在2010年發布的斯皮策空間望遠鏡的幫助下進行的估計表明，絕對星等（藍）為-20.89（色指數為+0.63，絕對視星等為-21.52，銀河系為-20.9，并且該波長的總光度為L☉。
根據最近的研究，仙女座星系位于星系顔色-星等圖中被稱為“綠色山谷”的地方，這個區域由銀河系等星系組成，從“藍雲”過渡（星系積極形成新星）到“紅色序列”（缺乏恒星形成的星系）。綠色山谷星系中的恒星形成活動正在減緩，因為它們在星際介質中用盡了恒星形成的氣體。在與仙女座星系具有相似特性的模拟星系中，恒星形成預計将在距離現在大約50億年内消失，這可以解釋由于仙女座星系與星系之間的碰撞造成的恒星形成速率的預期短期增長。
星系結構
以可見光下看見的形狀為依據，仙女座星系在de Vaucouleurs-Sandage延伸與擴張的分類系統下被分類為SA(s)b的螺旋星系。然而，在2MASS巡天的資料中，M31的核球呈現箱狀的形狀，這暗示著M31實際上是棒旋星系，而我們幾乎是正對着長軸的方向觀察這個星系。仙女座星系也是一個LINRER星系（低遊離核輻射線區），在分類上是一種很普通的活躍星系核。
2005年，天文學家使用凱克望遠鏡觀察到細微的像被噴灑而向外延伸的恒星，實際上也是主星盤本體的一部分。這意味着仙女座星系的螺旋盤面比早先估計的大三倍。這個證據顯示仙女座星系盤的直徑超過220,000光年，是一張巨大且延展的星盤。早先估計的直徑是70,000至120,000光年。
星系相對于地球的傾斜估計是77°（90°是直接從側面觀看），分析星系橫斷面的形狀像是字母S的形狀，而不是一個平坦的平面。造成這種形狀翹曲的一個可能是與鄰近M31的衛星星系引力的交互作用。分光鏡的觀測對星系的自轉速度在距離核心不同的半徑上提供了詳細的測量。在鄰近核心的地區，旋轉的速度達到225公裡/秒（140英裡/秒）的峰值；在半徑1,300光年處開始下降，在7,000光年處達到最低的50公裡/秒（31英裡/秒）。
然後，速度在平穩得上升，在半徑33,000光年的距離上達到的豐值是250公裡/秒（155英裡/秒）。在這距離之外的速度又慢慢的下降，在80,000光年處降至200公裡/秒（124英裡/秒）。這些速度的測量暗示集中在核心的質量大約是6×10M☉，總質量成線性的增加至半徑45,000光年處，然後随半徑的增加而逐漸減緩。
仙女座星系的螺旋臂向外延伸出一連串的電離氫區，巴德描述成"一串珍珠"。它們看似緊緊的纏繞着，但在我們的銀河系卻是被遠遠的分隔着。矯正過的星系圖很明确的顯示有順時針方向旋轉的螺旋臂纏繞在螺旋星系内。從距離核心大約1,600光年處有兩條連續的螺旋臂向外拖曳著，彼此間最近的距離大約是13,000光年。螺旋的樣式很可能肇因于與M32的交互作用。這些置換可以由來自于恒星的中性氫雲觀察到。
在1998年，來自歐洲空間局的紅外線太空天文台的影像顯示出仙女座星系的整體形象可能是會被轉換成圓環星系。在仙女座星系内的氣體含塵埃形成了幾個重疊的圓環，其中最突出的一個圓環在距離核心32,000光年的半徑上。這個環由冰冷的塵土組成，因此在可見光的影像中這個環是看不見。
更周詳的觀察顯示内部還有更小的塵埃環，相信是在200萬年前與M32的交互作用造成的。模拟顯示，這個較小的星系沿着極軸方向穿越了仙女座星系的盤面。這次碰撞從較小的M32剝離了超過一半的質量，并且創造了仙女座星系内的環結構。
對M31擴展開來的暈的研究顯示，大緻上是可以和銀河系做比較的，在允中的恒星同樣是屬于金屬貧乏的，并且随着距離的增加更形貧乏。這些證據顯示這兩個星系走着相似的演化路線，在過去的120億年中，它們可能各自都吞噬了1-2百個低質量的星系。在M31擴展的暈中的恒星和銀河系中的恒星可能近到隻有兩星系間三分之一的距離。
星系核心
長久以來M31就被知道在核心有一個密集和緊湊的星團。在大望遠鏡下，感覺有許多模糊的星點環繞着核心。核心的亮度也遠超過最亮的球狀星團。
1991年，Tod R.Lauer使用哈勃太空望遠鏡上的WFPC拍到了仙女座星系内核的影像。有兩個相距1.5秒差距的核心，較亮的核被标示為P1，看起來像是一個巨球狀星團，位置偏離了星系的中心；稍暗的标示為P2，位置在星系真正的動力學中心，更像是疊加在一個緻密紫外輻射星團之下的一個擴展盤，被認為是質量相對較大同時也較古老的核。兩個核的運動暗示，其都與核心處一個質量更大的物體處于相互作用中，這個物體推測為一個質量為3300萬太陽質量的黑洞，這可以非常好的解釋所觀察到的運動。
随後地基的觀測也證實了兩個核心的存在，并且推測兩者在相對地移動，其中一個是被M31吞噬，正在潮汐裂解中的小星系。包括M31在内，許多星系的核心，都是充滿了相當狂野的、劇烈變動的的區域，并且經常都以有超級黑洞存在其中來解釋。
Scott Tremaine提出了以下的說明來解釋雙核心：P1是在盤面上以異常軌道環繞中心黑洞的恒星投影。這異常的離心率使恒星長期逗留在軌道的遠心點上，造成了恒星的集中。P2也包含了盤面上高熱的、光譜A型星。在紅色的濾光鏡下，A型恒星是不明顯的，但是在藍色和紫外線下，它們會比主要的核心更為明亮，造成P2看上去比P1更為突出。
星系外形
使用歐洲空間局的XMM-牛頓軌道天文台發現M31有數個X射線源。羅賓·巴納德博士等人假設這些都是黑洞或中子星的候選者，将接踵而至的氣體加熱至數千萬K所輻射出的X射線。中子星和假設中的黑洞，光譜是一樣的，但是可以從質量上的差異區别出來。
仙女座星系大約有460個球狀星團，這些星團中質量最大的，被命名為馬亞爾Ⅱ的，綽号是G1（Gloup one），是本星系群中最明亮的球狀星團之一。它擁有數百萬顆的恒星，亮度大約是半人馬座ω－銀河系内所知最明亮的球狀星團的兩倍。G1有幾種不同的星族，而且以一般的球狀星團來看結構也太巨大了。因此，有些人認為G1是以前被M31吞噬的矮星系殘骸。
另一個巨大且明顯的球狀星團是位于西南旋臂東側一半位置上的G76。
M31旋臂上散布着200個左右的星協，與銀河系的星協相比，兩者包含着同類的明亮藍色恒星，但前者最多可比後者大10倍。M31中的星協跨度約達1500光年，而銀河系中的獵戶星協及天狼星協跨度為150光年。
在2005年，天文學家在M31又發現一種全新型态的星團。新發現的星團擁有成千上萬的恒星，在數量上與球狀星團相似。不同的是體積非常龐大，直徑達到數百光年，密度也低了數百倍；恒星之間的距離也遠了許多。
與銀河系的碰撞
仙女座星系正以每秒110公裡的速度靠近銀河系。當太陽以大約225km/s的速度圍繞銀河系中心運行時，已經測得它相對于太陽的速度接近300km/s。這使得仙女座星系成為約100個可觀測到的藍移星系之一。仙女座星系相對于銀河系的切向或側向速度相對小于切向的接近速度，因此預計它将在大約40億年内直接與銀河系相撞。碰撞的一個可能結果是，星系将合并形成一個巨大的橢圓星系，甚至可能形成一個大圓盤星系。這種事件在星系群中的星系中很常見。還不知道發生碰撞時地球和太陽系的命運。在星系合并之前，太陽系很少有可能從銀河系中彈出或加入仙女座星系。
