仙女星系，又叫仙女座大星系，位于仙女座方位的拥有巨大盘状结构的旋涡星系，直径16万光年，距离我们有254万光年，是银河系最近的大星系。仙女星系在梅西叶星表编号为m31，星云星团新总表编号位ngc 224，视星等为4.36，在东北方向的天空中看起来是纺锤状的椭圆光斑，是肉眼可见的最遥远的天体。仙女星系和银河系同处于本星系群，质量是银河系的二倍，直径至少是银河系的1.5倍。
    秋天的夜晚可以在东北方向的天空找到一个暗弱的椭圆小光斑，看起来像个纺锤，那就是仙女座大星系。很早以前天文学家就发现了它，梅西耶在1764年8月3日为它编号。过去的天文学家曾一度以为其是银河系中的一个星云，故仙女座大星系也叫仙女座大星云。
    仙女座星系，是位于仙女座的一个旋涡星系，视星等为4.3等，肉眼可见。仙女座是我们银河系的近邻，是本星系群最大的星系，略大于银河系。
    1786年，f?w?赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年，哈勃在照相底片上证认出仙女座星系旋臂上的造父变星，并根据周光关系算出距离，确认它是银河系之外的恒星系统。1944年，巴德又分辨出仙女座星系核心部分的天体，证认出其中的星团和恒星。m31在天文学史上有着重要的地位。1786年，赫歇耳第一个将它列入能分解为恒星的星云。1924年，哈勃在照相底片上证认出m31旋臂上的造父变星，并根据周光关系算出距离，确认它是银河系之外的恒星系统。现代测定它的距离是670千秒差距(220万光年)。直径是50千秒差距(16万光年)，为银河系的两倍，是本星系群中最大的一个。1944年，巴德又分辨出m31核心部分的天体，证认出其中的星团和恒星，并指明星族的空间分布与银河系相。m31旋臂上是极端星族i，其中有o-b型星、亮超巨星、ob星协、电离氢区。在星系盘上观测到经典造父变星、新星、红巨星、行星状星云等盘族天体。中心区则有星族2造父变星。晕星族成员的球状星团离星系主平面可达30千秒差距以外。还发现，m31成员的重元素含量，从外围向中心逐渐增加。这种现象表明，恒星抛射物质致使星际物质重元素增多的过程，在星系中心区域比外围部分频繁得多。1914年皮斯探知m31有自转运动。1939年以来历经巴布科克等人的研究，测出从中心到边缘的自转速度曲线，并由此得知星系的质量。据估计，m31的质量不小于 3.1x1011个太阳质量，比银河系大一倍以上，是本星系群中质量最大的一个。m31的中心有一个类星核心，直径只有25光年，质量相当于107太阳，即一立方秒差距内聚集1500个恒星。类星核心的红外辐射很强，约等于银河系整个核心区的辐射。但那里的射电却只有银心射电的1/20。射电观测指出，中性氢多集中在半径为10千秒差距的宽环带中。氢的含量为总质量的1%，这个比值较之银河系的(1.4~7%)要小。由此可以认为，m31的气体大部分已形成恒星。m31和银河系相似，对二者进行对比研究，就能为了解银河系的运动、结构和演化提供重要的线索。
    由于人类身处银河系，无法观测到银河系的全貌，但天文学家想象银河系也是一个类似于仙女座星系的螺旋星系。仙女座星系、银河系和其他30多个星系共同组成一个更大的星系集团--本星系群(local group galaxy cluster)。我们银河系和仙女座星系正在相互靠近对方，在大约30亿年后两者可能会碰撞，在融合过程中将会暂时形成一个明亮、结构复杂的混血星系。一系列恒星将被抛散，星系中大部分游离的气体也将会被压缩产生新的恒星。大约再过几十亿年后，星系的旋臂将会消失，两个螺旋星系将会融合成一个巨大的椭圆星系。
    不过，两星系的碰撞、融合只发生在遥不可及的未来，人类大可不必为此"忧天"。
    位于仙女座的一个肉眼可见的巨型旋涡星系。在梅西耶星表中编号为31，在《新总表》中编号为224，因此，记为m31或ngc224。又称仙女座大星云，现称仙女星系。1924年，美国天文学家e.p.哈勃首次在仙女星系中发现了一些造父变星，根据造父变星的周光关系算出它的距离，确认它是银河系以外的恒星系统。仙女星系的距离为690千秒差距，或225万光年。同银河系一样，为sb型。仙女星系的直径约50千秒差距，质量约3.1x1011太阳质量，都为银河系的2倍，是该星系群中最大的一个。仙女星系周围还有几个很小的星系，它们构成该星系群中的一个次群，即仙女星系次群。
    依据现有的证据，似乎在不久前的过去m32曾经与m31遭遇过。m32原本可能是一个大星系，但核心被m31从星盘内移除，并且在核心区域经历恒星形成的暴增。
    在2006年，发现了9个星系沿着横越过仙女座星系核心的平面延伸著，而不是随意的散布在周围。这也许可以说明这些卫星星系有共同的起源。
    以可见光下看见的形状为依据，仙女座星系在de vaucouleurs-sandage延伸与扩张的分类系统下被分类为sa(s)b的螺旋星系。然而，在2mass巡天的资料中，m31的核球呈现箱状的形状，这暗示著m31实际上是棒旋星系，而我们几乎是正对着长轴的方向观察这个星系。仙女座星系也是一个linrer星系(低游离核辐射线区)，在分类上是一种很普通的活跃星系核。在2005年，天文学家使用凯克望远镜观察到细微的像被喷洒而向外延伸的恒星，实际上也是主星盘本体的一部分。这意味着仙女座星系的螺旋盘面比早先估计的大三倍。这个证据显示仙女座星系盘的直径超过220,000光年，是一张巨大且延展的星盘。早先估计的直径是70,000至120,000光年。
    使用欧洲空间局的xmm-牛顿轨道天文台发现m31有数个x射线源。罗宾?巴纳德博士等人假设这些都是黑洞或中子星的候选者，将接踵而至的气体加热至数千万k所辐射出的x射线。中子星和假设中的黑洞，光谱是一样的，但是可以从质量上的差异区别出来。
    仙女座星系大约有460个球状星团，这些星团中质量最大的，被命名为马亚尔ii的，绰号是g1(gloup one)，是本星系群中最明亮的球状星团之一。它拥有数百万颗的恒星，亮度大约是半人马座w-银河系内所知最明亮的球状星团的两倍。 g1有几种不同的星族，而且以一般的球状星团来看结构也太巨大了。因此，有些人认为g1是以前被m31吞噬的矮星系残骸。另一个巨大且明显的球状星团是位于西南旋臂东侧一半位置上的g76。在2005年，天文学家在m31又发现一种全新型态的星团。新发现的星团拥有成千上万的恒星，在数量上与球状星团相似。不同的是体积非常庞大，直径达到数百光年，密度也低了数百倍;恒星之间的距离也远了许多。
    估计仙女座星系的质量(包括暗物质)大约是1.23x10m☉(或1.23兆太阳质量)，相当于银河系质量(5.8x10m☉)的2.12倍。虽然误差的范围仍然太大以至于难以完全确认，但这样的结果将已经可确认m31的质量比我们的银河系大，而且m31比我们的银河系尺寸更大、包含更多的恒星。特别的是，m31看上去有比银河系更多的普通恒星，而且估计的亮度是我们银河系的两倍。但是恒星形成的效率在银河系高了许多，在m31每年只能制造出一个太阳质量的恒星，而银河系是3-5个太阳质量。新星出现的比率银河系也高于m31一倍。这显示m31已经经历了恒星形成的阶段，而我们的银河系正在恒星形成的阶段中。而这意味着在将来，银河系中恒星将会与我们在m31观察到的数量相当。
    仙女座星系以大约每秒300公里(180 英里/秒)的速度靠近太阳，所以它是少数蓝移的星系之一。将太阳系在银河内的速度考量进去，将会发现仙女座星系以100~140公里/秒(62–87 英里/秒)的速度接近我们的银河系。即使如此，这并不意味着未来会和银河系发生碰撞，因为我们并不知道仙女座星系的横向速度。即使会发生碰撞，也是30亿(10)年后的事情。在这种情况下，两个星系会合并成一个更巨大的星系。在星系群中这种事件是经常发生的。在1953年发现有一种光度较暗的造父变星，使仙女座大星系的距离增加了一倍。在1990年代，使用依巴谷卫星利用标准的红巨星和红丛集测量的距离，为造父变星测量的距离校准。