안드로메다 은하
구조

가시광선 대역에서의 관측을 기반으로, 안드로메다 은하는 나선은하에 관한 드 보클레르-샌디지의 확장 분류 체계에서 SA(s)b형 은하로 분류된다. 그러나 2MASS 탐사에서의 자료는 안드로메다 은하의 팽대부가 상자모양의 외양을 가진다는 것을 보여주는데, 이는 은하가 실제로 우리은하와 같은 막대나선은하이며, 안드로메다 은하의 막대가 은하의 장축을 따라 거의 직접적으로 관측됨을 암시한다.
2005년에 천문학자들은 켁 망원경을 이용하여 은하에서 바깥으로 뻗어나가는 미약한 항성 구조가 실제로 주 원반 자체의 일부임을 보여주었다. 이는 안드로메다 은하의 나선형 항성 원반의 직경이 이전에 측정된 직경보다 세 배나 더 크다는 사실을 의미한다. 이렇게 거대한 항성 원반은 은하의 직경이 22만 광년(67 kpc)이라는 증거가 된다. 안드로메다 은하의 크기에 관한 예전의 측정값은 7만 광년에서 12만 광년(21 ~ 37 kpc) 범위에 이르렀다.
은하는 지구에 대해 77˚의 경사를 가진 것으로 추정된다. 여기서 90˚의 경사각에 있는 은하는 가장자리만을 보게 된다. 은하의 단면 형상에 관한 연구에서 안드로메다 은하는 단순한 평탄한 원반이 아니라 S자로 구부러진 모양임을 보여준다. 그러한 굽힘의 이유로는 아마 안드로메다 은하 주변 위성은하와의 중력 상호작용 때문일 것이다. 삼각형자리 은하 또한 안드로메다 은하의 나선팔의 굽힘에 어느 정도 원인이 될 것으로 여겨지는데, 더 정밀한 거리 및 시선속도에 관한 연구가 필요하다.
안드로메다 은하에 관한 분광학적 연구들을 통해 안드로메다 은하의 중심핵으로부터 반경 거리에 따른 회전속도에 관한 상세한 측정이 이루어졌다. 회전속도는 중심핵으로부터 1,300 광년(8,200만 AU) 지점에서 초당 225 킬로미터(140 mi/s)로 최대값을 가지며, 최소값은 중심핵으로부터 7,000 광년(4억 4천만 AU) 지점에서 초당 50 킬로미터로 추정된다. 그 이후부터 회전속도는 중심 반경 33,000 광년(2.1×109 AU) 지점까지 상승하여, 250 km/s(160 mi/s)에서 정점을 이룬다. 그 이상의 거리에서 속도는 점차 감소하여 반경 80,000 광년(5.1×109 AU) 지점에서는 약 200 km/s(120 mi/s)에 이른다. 이러한 속도 측정은 중심핵에 약 6×109 M☉이 집중되어 있음을 시사한다. 은하의 총질량은 45,000 광년(2.8×109 AU)까지 선형적으로 증가하는데, 그 이후에서는 더 완만하게 증가한다.
안드로메다 은하의 나선팔은 연속적인 H II 영역을 보여주는데, 발터 바데에 의해 처음으로 상세하게 연구되었다. 바데는 이를 "실에 꿰인 구슬"과 같다고 묘사하였다. 그의 연구는 꽉 감긴 것처럼 보이지만, 우리은하의 것보다는 좀 더 느슨하게 감긴 두 개의 나선팔을 보여주었다. 각 나선팔이 안드로메다 은하의 장축을 교차하는, 그러한 나선 구조에 관해 그는 다음과 같이 기술하였다.§pp1062§pp92
| 나선팔 (N=북쪽에서 은하의 장축과 교차, S=남쪽에서 은하의 장축과 교차) | 중심으로부터의 거리 (분) (N*/S*) | 중심으로부터의 거리 (kpc) (N*/S*) | 각주 |
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| N1/S1 | 3.4/1.7 | 0.7/0.4 | H II 영역의 OB 성협이 없는 티끌 나선팔. |
| N2/S2 | 8.0/10.0 | 1.7/2.1 | OB 성협이 어느 정도 존재하는 티끌 나선팔. |
| N3/S3 | 25/30 | 5.3/6.3 | N2/S2와 유사하나, H II 영역이 약간 더 많다. |
| N4/S4 | 50/47 | 11/9.9 | 수많은 OB 성협, H II 영역으로 이루어져 있으며, 티끌이 적다. |
| N5/S5 | 70/66 | 15/14 | N4/S4와 유사하나, 훨씬 희미하다. |
| N6/S6 | 91/95 | 19/20 | 느슨한 OB 성협들이 있다. 티끌은 보이지 않는다. |
| N7/S7 | 110/116 | 23/24 | N6/S6와 유사하나, 희미하여 눈에 띄지 않는다. |
안드로메다 은하가 거의 가장자리만 보이기 때문에 은하의 나선 구조에 관한 연구는 어려운 편이다. 사진상으로는 앞에서 언급한 것과 같이 시계 방향으로, 중심으로부터 대략 1,600 광년(1억 AU) 거리에서 시작하여 최소 약 13,000 광년(8억 2천만 AU)까지 뻗어 있는 독립된 두 나선팔이 감긴 정상나선은하가 보이지만, 안드로메다 은하가 단일 나선팔 구조로 되어 있거나, 길다란 필라멘트형의 양털나선 구조, 얇은 나선구조와 같은 다른 대안적인 나선 구조를 갖고 있다는 연구들이 발표되어 왔다.
나선 구조의 왜곡에 관한 가장 신빙성 있는 이유로는 위성은하인 메시에 32와 메시에 110과의 상호작용이다. 이것은 별들에 대한 중성수소 구름의 변위를 통해 확인할 수 있다.
1998년, 유럽우주국의 적외선 우주 관측선이 촬영한 사진에서 안드로메다 은하의 전반적인 형태가 고리 은하의 형태로 전이하고 있음을 보여주었다. 안드로메다 은하 속의 기체 및 티끌은 보통 여러 개의 겹쳐진 고리 구조를 이루는데, 그 중 특히 뚜렷한 고리 구조는 중심핵으로부터 반경 32,000 광년(2.0×109 AU) 거리에 있는 것이다. 이 고리에는 일부 천문학자들을 통해 "불의 고리"(ring of fire)라는 별명이 붙여졌다. 이 고리는 가시광선 영역에서 은하를 관찰했을 때 보이지 않는데, 그 이유는 고리가 주로 차가운 티끌과 수많은 별형성영역으로 이루어져 있기 때문이다.
스피처 우주 망원경의 도움을 통한 이후의 연구에서는 적외선 영역에서 안드로메다 은하의 나선 구조가 중심 막대에서 시작하여 앞에서 언급한 거대한 고리 너머에서도 계속 이어지는 두 개의 나선팔로 어떻게 구성되어 보이는지를 보여준다. 그러나 이러한 나선팔들은 실제로 연속적이지 않으며 분할된 구조라고 한다.
같은 스피처 우주 망원경을 이용한 안드로메다 은하의 안쪽 영역에 관한 조사 역시 작은 티끌 고리 구조를 보여주었는데, 이것은 2억 년 또는 그보다 더 이전부터 시작된 메시에 32와의 상호작용으로 인해 형성되어온 것으로 추정된다. 이에 관한 모의실험들은 작은 은하가 안드로메다 은하의 후극축(latter's polar axis)을 따라 은하 원반을 관통하였음을 보여준다. 이 충돌로 인해 메시에 32은 절반 이상의 질량을 상실하였으며 안드로메다 은하에 고리 구조가 형성되었다. 무게중심으로부터 편차를 갖는 새로이 발견된 안쪽의 고리형 구조를 포함한, 안드로메다 은하에서 나타나는 길고 거대한 기체 고리의 동시 존재는 위성은하 메시에 32와 거의 정면으로 충돌했다는 수레바퀴 근접(Cartwhell encounter)의 중간형임을 암시한다.
안드로메다 은하의 거대한 헤일로에 관한 연구는 은하 헤일로가 우리은하의 헤일로와 거의 같음을 보여주는데, 헤일로에 있는 별들은 일반적으로 "금속부족성"이며, 먼 거리에서 점점 더 멀어지고 있다. 이것은 두 은하가 유사한 진화적 경로를 따랐음을 시사한다. 이 둘은 지난 120억 년 간 대략 100개에서 200개 사이의 저질량 은하들을 강착하여 소화하였을 것으로 여겨진다. 안드로메다 은하와 우리은하의 헤일로에 있는 별들의 분포는 두 은하 사이의 거리의 대략 3분의 1까지 뻗쳐있다.