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| M31 안드로메다은하 Andromeda Galaxy | ||
| | ||
| 관측 정보 | ||
| 위치 | 적경 | 00h 42m 44.3s |
| 적위 | +41° 16′ 9″ | |
| 별자리 | 안드로메다자리 | |
| 겉보기 등급 | 3.44 | |
| 물리적 성질 | ||
| 형태 | SA(s)b형 정상나선은하 | |
| 거리 | 77만 8,000(± 33,000) 파섹 254(±11)만 광년 | |
| 절대 등급 | −21.5 | |
| 질량 | 1.5x1012M☉ | |
| 운동 | 시선속도 | −301(±1) km/s (적색편이량 : z = −0.001001)[2] |
| 규모 | ||
| 지름 | 220,000 광년 46,560 파섹 | |
| 겉보기 크기 | 190′ × 60'[3] | |
| 항성 수 | ~ 1조(1012) 개 | |
| 명칭 | ||
| M31, NGC 224 | ||
| UGC 454, PGC 2557, 2C 56 (Core), CGCG 535-17, MCG +07-02-016, IRAS 00400+4059, 2MASX J00424433+4116074, GC 116, h 50, 보데 3, 플램스티드 58, 헤벨리우스 32, Ha 3.3, IRC +40013 | ||
| 허블 우주 망원경이 촬영한 안드로메다은하 | |
| 촬영 | 2015.01.05., Hubble Space Telescope |
| 화소 | 15억 픽셀 (파일 크기 : 4.3GB) |
| 원본 | https://www.spacetelescope.org/images/heic1502a/zoomable/[4] |
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1. 개요
Andromeda Galaxy (Messier 31 / NGC 224)안드로메다은하는 안드로메다자리에 있는 나선 은하로 우리 은하가 속해 있는 국부 은하군에서 가장 밝고 거대한 은하이다.[5]
우리 은하[6]를 제외한 외부 은하중 대중적으로 인지도가 가장 높은 은하로, '안드로메다은하'가 정식 명칭이지만 그냥 '안드로메다'라고 불리기도 한다. 원래는 그리스 로마 신화의 등장인물 안드로메다에서 안드로메다자리의 이름을 따왔고, 그 별자리의 이름에서 다시 이 은하의 이름을 따온 것이지만, 신화 등장인물 안드로메다나 안드로메다자리보다 이 은하가 훨씬 더 유명하기 때문에 안드로메다라고 하면 보통 사람들은 그리스 로마 신화나 별자리가 아닌 은하를 떠올리는 경우가 압도적으로 많다.
흔히 은하라고 하면 유명한 게 안드로메다라 그런지, 우리 은하 다음으로 지구와 가장 가까운 은하가 안드로메다은하라고 생각하는 경우가 있는데, 실은 우리 은하 주변에도 마젤란은하 등 무수히 많은 위성 은하들이 있기 때문에 가장 가까운 은하는 아니다. 다만 우리 은하와 비슷한 규모를 가진 은하 중에서는 가장 가까운 은하라고 할 수 있다.
안드로메다 은하가 맨눈으로 관측 가능한 가장 먼 천체로 흔히 알려져 있으나, 이는 사실무근이며 이보다 먼 센타우루스 A 은하나 보데 은하, NGC 300, NGC 55, M83도 육안 관측이 가능하고, 이론상 안시로 관측이 가능한 가장 먼 천체는 2,000만 광년 떨어져 있는 바람개비 은하[7]이다. 다만, 대한민국에서는 보틀 등급 이론상 2등급 이하의 지역이 존재하지 않기 때문에, 사실상 삼각형자리 은하가 눈으로 볼 수 있는 가장 먼 천체이다.
과거에는 안드로메다 성운으로 불렸으나, 에드윈 허블에 의해 외부 은하라는 것이 밝혀졌다. 이러한 과거의 영향으로 '안드로메다 대성운', 혹은 '안드로메다 대은하'라고 표기한 서적도 많다.
2. 역사
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| 샤를 메시에가 그린 안드로메다 대성운 [A] |
905년 페르시아의 천문학자인 이스파한이 처음 관측을 했다고 알려져 있다. 이후 964년 페르시아의 천문학자 압드 알 라만 알-수피가 발간한 책인 '고정된 별들의 책'(The book of Fixed Stars)에 작은 구름이란 묘사로 기록되어 있다.
1500년대에 네덜란드의 천문도에 안드로메다은하가 기록되어 있기도 하였다. 망원경 기반의 첫 발견은 1612년 12월 15일 독일의 천문학자 시몬 마리우스가 하였다.
1654년 이전에 이탈리아의 천문학자 지오반니 바티스타 호디에르나가 독립적으로 재발견하였다고 그의 책에 기록되어 있다.
1716년 영국의 천문학자 에드먼드 핼리가 그의 책에서 이 성운[A]은 자신보다 약 150년 이전에 살던 프랑스의 천문학자인 '불리알두스(혹은 이스마일 보윌라우드)'가 1661년에 처음 발견했다고 밝히기도 했다.
1764년 8월 3일 프랑스의 천문학자 샤를 메시에가 관측하고 메시에 천체 목록에 기록하였다.
1780년 8월 6일 영국의 천문학자 윌리엄 허셜이 관측한 뒤 기록하였다. 그는 M31이 큰개자리 알파(α) 시리우스(Sirius, αCma)보다 2천 배 밝다고 추정하였다.
1833년 영국의 천문학자 윌리엄 헨리 스미스 제독(Admiral William Henry Smyth)이 관측 후 기록을 남겼다.
1864년 영국의 천문학자 윌리엄 허긴스(William Huggins)가 처음으로 M31의 스펙트럼을 측정하였고 '일반적인 가스로 이루어진 성운과 다르다'라는 결과를 발표했다.
1923년 10월 4일 미국의 천문학자 에드윈 허블이 M31에서 발견한 세페이드 변광성을 이용하여 거리를 측정하였다. 측정된 값은 약 150만 광년으로 우리 은하의 영역보다 멀리 있다는 것을 알게 되었다. 이 발견은 그를 일약 스타로 만들었다. 그동안 우리 은하가 우주의 전부라고 인식하던 우주의 영역을 수십억 배 확장시키는 발견이었기 때문이다.
3. 특징
우리 은하에 비해 약 2배 크기이며, 광도 역시 우리 은하보다 2배가량 밝다. 그 이유는 안드로메다은하에 있는 별의 개수가 우리 은하의 최소 2배가량인 1조 개 정도이기 때문인데, 이를 통해 과거에 안드로메다은하가 최소 한 번은 활발한 별 생성 활동을 했다고 추정하고 있다.허블 분류에 따르면 안드로메다은하는 정상나선은하로 분류되며 분류형은 SA(s)b로 분류된다.[10]
중심부에 있는 블랙홀은 태양 질량의 약 1억 1천만 ~ 2억 3천만 배로 추정된다. 참고로 우리 은하의 중심에 있는 궁수자리 A*의 질량은 태양의 약 430만 배로 추정된다. 은하의 질량은 태양의 1조 5천억 배로 추정되는데, 참고로 우리 은하는 기존의 측정으로부터 안드로메다은하의 질량의 ~ 80%까지로 측정되었다.[11]
국부 은하군에서 가장 거대한 은하이며, 우리 은하와 함께 국부은하군을 구성하는 두 주요은하중 하나다.[12]
안드로메다은하 내에 있는 성간 물질의 양이 상대적으로 적기 때문에 우리 은하와 비교했을 때 안드로메다은하의 별 생성 속도는 25% 정도다.[13] 이는 우리 은하는 안드로메다은하와는 다르게 비교적 풍부한 가스와 자신의 질량의 10% 이하의 비교적 작은 은하를 야금야금 꾸준히 먹었기 때문에 지금도 풍부하게 가스들이 존재하고 있다. 안드로메다은하는 예전에 자신의 최대 30% 급의 거대 은하와 충돌하여 은하 전체적으로 많은 별을 생성하면서 가스를 많이 소모하여 지금은 가스가 우리 은하에 비해 턱없이 부족하지만 대신 1조 2천억 개나 되는 별을 가지고 있다.
헤일로의 범위가 1백만 광년에 이른다는 연구결과가 발표되었다.#
3.1. 형성 과정
안드로메다은하는 2개의 서로 다른 대형 은하가 70~100억년 전부터 서로 상호작용을 하기 시작했고 30 ~ 8억년쯤에 두 은하가 완전히 합병되면서 형성되었다. 또한, 이 당시의 격렬한 상호작용[14]으로 인해 현재 안드로메다은하 전체 항성 1/5에 달하는 양의 항성이 형성되었고, 거대한 안드로메다 은하의 헤일로 역시 이때 대부분이 형성되었을 것으로 추정하고 있다.여기서, 메시에 32가 20억년전에 안드로메다 은하와 충돌해 붕괴한 은하의 핵이라는 가설도 존재하는데, 이러한 점에서 현재 천문학계에서는 안드로메다은하에 흡수된 대형 은하를 M32p(Previous)로 부른다.
3.2. 우리 은하와의 충돌
우리 은하로부터의 약 250만 광년 떨어져 있고, 최근의 관측 결과에 따르면 대략 초속 110km의 속도로 다가오고 있으며, 약 40억 년 후에 우리 은하와 충돌할 예정이라고 한다. 이 새로운 은하를 밀코메다(Milkomeda)라고 하는데, 자세한 내용은 해당 문서로. 원래는 약 300km/s로 추정했으나 이는 태양계가 우리 은하를 225km/s로 공전하고 있다는 계산이 포함된 것이다. 즉 실제로는 110km/s의 속도로 우리 은하에 접근 중이고 충돌 이후 타원 은하로 완전히 합쳐지기까지는 약 10억 년에서 15억 년 정도 더 걸린다.
하지만 안드로메다은하는 우리 은하와 충돌하기 25억 년 전[15]에 국부 은하군에서 3번째로 큰 삼각형자리 은하와 충돌하여 5억 년 만에 완전히 병합한 상태로 더 커져 있을 것이다. 25억 년 후 안드로메다은하의 별의 개수는 2조 개를 돌파하게 된다. 역시 우리 은하도 주위의 왜소 은하와 마젤란은하를 집어삼켜서 더 커져 있다. 역시 우리 은하의 별의 개수도 1조 개를 돌파하게 된다.
충돌이 일어날 경우 은하에 산재하던 성간물질이 서로 충돌하고 뒤엉키며 압축되어 폭발적으로 별이 생성된다. 이를 폭발적 별 생성(starburst) 현상이라고 하는데 양 은하계가 보유하고 있는 막대한 성간물질이 겨우[16] 5억 년도 채 못 되어 가스의 8% 이상이 항성 생성으로 소모 되어 버린다. 45억 년 후의 안드로메다와 우리 은하의 질량을 합친 값의 8% 면 대략 태양 질량의 8천억 배[17]이다. 5억 년도 채 못 되는 짧은 시간에 태양 질량의 8천억 배에 달하는 성간물질이 별을 생성하여 대략 6조 개 이상의 별이 탄생되고 나머지 가스는 휘둘려져 은하계의 중력권을 탈출하거나 헤일로 부근에 둥글게 띠를 말게 된다.[18]
또한 O형 주계열성 탄생률도 100배나 늘어 뜨거운 별들도 많이 탄생되어 초신성 폭발 빈도도 그만큼 늘게 된다. 이후 35억 년간 추가로 2%가량의 가스를 소모하며 타원은하로 변하게 된다.
60억~70억 년 후 별의 개수가 12조 개가 넘는 대형 타원은하로 변하게 되지만 가스들은 대부분 은하 밖으로 탈출하고 은하 내부는 별을 몽땅 만들었기 때문에 연간 별 생성률은 고작 0.9~1.2개밖에 되지 않는다. (현재 우리 은하의 연간 별 생성률은 5~6개, 안드로메다은하는 1.5개이니 이 덩치 큰 은하가 얼마나 적은 별을 생성하는지 알 수 있다.)
충돌 과정 중 태양계는 어떻게 될 것인지에 대해 관심이 높다. 사실 우주의 크기가 워낙 크고, 그에 비해서 항성과 행성의 크기는 보잘것없기 때문에 직접적으로 안드로메다은하의 항성이나 행성과 충돌할 가능성은 무시할 만큼 작으며, 항성의 중력이 직접적으로 미치는 범위도 항성 간의 거리에 비해 아주아주아주 작으므로 안드로메다은하 중심에 있는 블랙홀에 잡아먹힌다든지 중력의 영향으로 지구가 태양계에서 떨어져 나갈 확률도 극한적으로 낮으니 안심하도록 하자.[19] 충돌할 때 우리 은하 소속에서 벗어나 밀코메다라는 타원 은하로의 합체가 완성될 때까지 한동안 안드로메다은하 소속으로 바뀔 가능성이 있고, 태양계 자체가 은하로부터 떨어져 나가서 떠돌이 항성계가 될 가능성 역시 어느 정도 있다. 뭐 그렇게 된다고 해도 지구에서는 밤하늘이 좀 캄캄해질 뿐 딱히 변하는 건 없다. 현재 지구에 가장 큰 영향을 미치는 것은 태양이고, 그 태양은 독자적으로 기능하는 항성이기 때문이다.[20]
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| 우리 은하와 안드로메다은하의 충돌을 그린 상상도 |
| 마지막에는 두 은하가 합쳐져 거대한 타원은하를 이룬다. 만약 인류가 그때까지 살아남았고, 우리 은하를 떠나지 않는 이상 이 엄청난 광경을 볼 수 있을 것이다. |
3.3. 겉보기 크기
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| 지상에서의 겉보기 크기로 달과 비교한 합성사진. 실제 관측된 사진이 아니다. |
지름이 20만 광년 정도이며 250만 광년의 거리에 있기 때문에, 보름달 5개에서 7개 정도의 커다란 시선 크기를 차지한다.
하지만 안드로메다은하 내의 별들은 우리 은하 내의 별들에 비해서 몇십 배 멀리 있어 굉장히 어둡기 때문에, 맨눈으로 이런 모습을 볼 수는 없다. 달이 저렇게 옆에 붙어있으면 달빛에 묻혀 안드로메다은하는 전혀 보이지 않는다. 실제로 보면 맨눈으로 보든 쌍안경으로 보든 천체망원경[21]으로 보든 밝은 중심 부분만 3등급 정도의 뿌연 렌즈에 붙은 먼지로 보인다. 관측 동호회 같은 데서 수준급이라 꼽힐 정도의 망원경으로 봐도 타원 형태가 겨우 확인될 정도로 밖에 보이지 않는다.[22] 달의 겉보기 등급은 가장 밝을 때 무려 -12.9, 태양을 제외한 천체 중 가장 밝다. 사진으로 보는 안드로메다은하는 카메라의 셔터를 오랫동안 노출해서 밝기를 수백 배 증폭한 사진이다. 달을 그 정도로 노출해서 촬영하면 태양보다도 밝게 나타날 것이다.
달은 밝기도 밝거니와 크기가 매우 크기 때문에 노출 시간이 길어지면 번져버리기 십상이다. 렌즈의 초점거리에 따라 다르겠지만 카메라를 고정한 상태로 촬영하는 경우 1/4초보다 느린 속도로 촬영하면 움직여버린다고 한다. 물론 그 정도 촬영 시간을 줄 필요가 없을 만큼 밝으며, 이는 삼각대 없이 촬영이 가능한 정도이다. 직경이 좀 되는 굴절 망원경으로 달을 관찰하다 보면 눈이 아플 정도의 밝기다. 경험이 없는 사람은 달이 별로 밝지 않다는 심리적 편견 때문에 그냥 보이니까 신기해서 계속 보게 되는 경우가 많은데 어쨌든 안구는 엄청난 광량을 받기 때문에 눈을 떼고 나면 눈이 엄청 쓰라리고 잔상도 오래갈 정도다.[23]
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콜롬비아에서 촬영된 사진. 아주아주아주 기상조건이 좋으면 이 정도로 보인다. 합성이라는 주장이 있지만 실제 사진이 맞다. 안드로메다은하가 언덕 위로 지나가는 순간에 맞추어 망원 렌즈로 촬영하면 저 정도 크기로 보이는 것이 가능하다.[24]
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보통 '아주 잘 보인다'라고 해도 이 정도의 시선 크기다.[25] 참고로 이 사진은 허블 캐스트에 올라온 우주 전문 사진가의 작품이다.
3.4. 기타 사진들
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| 적외선 사진 | |
| 촬영 | 2005, 스피처 망원경 |
| 특징 | 고리 형태의 항성 탄생 영역이 잘 나타나 있다. |
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| 자외선 사진 | |
| 촬영 | 2004, GALAX[26] |
| | ||||
| 라디오파 | 적외선 | 가시광선 | 자외선 | X선 |
4. 구성 천체
4.1. 항성
4.2. 심원천체
5. 위치 및 찾는 방법
| 1. 가을철 사각형을 이루는 페가수스자리의 북동쪽 꼭짓점이자 안드로메다자리 알파(α)인 알페라츠[27]를 찾는다. 2. 알페라츠에서 북동쪽으로 뻗어나가는 두 개의 이등성[28]중 첫 번째인 미라크를 찾는다. 3. 미라크에서 북서쪽으로 4등성인 안드로메다자리 뮤(μ)가 있다. 이 둘 사이의 거리만큼 뮤의 북서쪽으로 연장하면 그 자리에 안드로메다은하가 자리하고 있다. |
카시오페이아자리에서 찾아오는 방법도 있지만 중간에 밝은 이정표가 없어 헤매는 경우가 많으므로 알페라츠에서 찾아가는 방법이 권장된다.
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| 안드로메다은하의 성도상 위치 |
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| 안드로메다은하를 찾는 스타호핑법 |
6. 여담
천체관측 행사 진행요원(전공자든 아마추어이든)들이 가장 잡기 싫어하는 천체 중에 하나이다. 안드로메다 은하를 포착하는 건 매우 쉬운 일이지만 관객들의 반응은 보통 "아무것도 안 보여요", "이게요?", "아..." 정도이기 때문. 이런 반응이 나오는 이유는 일반인들은 보통 망원경으로 보면 위의 사진처럼 보일 거라고 생각하기 때문이다. 그래서 망원경으로 들여다보고 실망하는 경우가 많다.수도권 전철 4호선에서 모 열차의 행선판이 안드로메다행이 된 적이 있다. 실제로는 행선판을 시험하다가 담당자가 실수로 내보낸 멘트라고 한다.
2010 올스타전에서 홍진호가 임요환을 이곳으로 보낸 적이 있다. 전 팀전 경기 맵의 이름이 이곳이었고 임요환과 홍진호가 해설을 맡았는데 임요환이 다음 경기에서 홍진호를 이곳으로 보내겠다고 선언했으나 홍진호에 의해 이곳으로 보내졌다. 그때 홍진호가 임요환을 관광 보내며 날린 대사는 "이곳이 안드로메다."라고 답했다.
6.1. 매체에서의 언급 또는 등장 사례
매스 이펙트: 안드로메다의 배경이며 플레이어를 포함한 개척자들의 무대는 안드로메다 은하의 외곽 끄트머리에 자리한 헬레우스 성단 으로 제한된다.은하철도 999에 나오는 999호의 종착지이기도 하다.[29]
벤10 얼티메이트 에일리언에선 이곳에서 온 다섯 외계인의 DNA를 벤이 스캔해서 변신할 수 있게 된다.
Why? 우주 편의 게스트 우깨비의 고향이다.
닥터후에서 42세기 무렵 인류의 식민지가 됐다.
가디언즈 오브 갤럭시의 주요 무대가 되는 은하다.
Cosmic Fantastic Lovesong의 퀄리티 앞에 다른 모든 곡이 종착한 곳이기도 하다.
R-TYPE 시리즈에서는 R-TYPE TACTICS와 R-TYPE TACTICS II 때 주인공의 일지를 근거로 바이도의 본거지가 이 은하 어딘가에 있다고 알려져 있다.
7. 둘러보기 틀
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| <nopad> | <nopad> | <nopad> | <nopad> | |
| 센타우루스자리 A | 우리 은하 | 안드로메다 은하 | 마페이 1 | |
| <nopad> | <nopad> | <nopad> | <nopad> | |
| 보데 은하 | 조각가자리 은하 | 남쪽바람개비 은하 | 시가 은하 | |
| <nopad> | <nopad> | <nopad> | <nopad> | |
| 컴퍼스자리 은하 | NGC 4945 | 검은 눈 은하 | 마페이 2 | |
| <nopad> | <nopad> | |||
| 고양이 눈 은하 | IC 342 | |||
| 거인의 의회에는 # 논문에서 인용된 국부 시트 은하의 태양질량 로그값이 10 이상인 은하들이 포함된다. | ||||
| 틀:항성 및 은하천문학·우주론 · 국부 시트 · 처녀자리 초은하단 |
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[설명] 근처에 보이는 먼지 같은 것 중 안드로메다은하에 가까운 건 메시에 32, 멀리 있는 건 메시에 110이다.[2] 음수는 청색편이를 의미한다.[3] 달의 시직경이 30'이다.[4] 원한다면 4.3GB 원본 이미지도 다운 받을 수 있다.[5] 그러나 안드로메다은하는 우리 은하와 질량이 비슷하게 추정되는 만큼 국부은하군의 중심 은하라고 부를 수 있는지에 대해서는 논란이 있다. 국부은하군은 형태학적으로도 여러 작은 은하들이 우리 은하와 안드로메다은하, 두 은하 주변을 맴도는 쌍핵 구조이다.[6] 물론 우리 은하라는 단어보단 은하수나 미리내같은 친숙한 말들을 더 자주 사용하긴 하지만, 엄연히 은하수도 은하다.[7] 물론 이론상이며, 실제로 바람개비 은하를 맨눈으로 관측했다는 기록은 없는 것으로 알려져 있다.[A] 이 당시에는 은하라는 개념이 없어 희끄무레해 보이면 죄다 성운이라고 하였다.[A] [10] 여기서 (s)는 고리가 없는 은하로 안드로메다은하는 고리구조가 발견되지 않았다는 걸 나타내지만 실제로는 스피처 우주 망원경이 촬영한 적외선 사진에서도 볼 수 있듯이 안드로메다은하의 중심으로부터 반경 대략 3만 광년에는 밝고 거대한 고리가 존재한다. 아마도 최근 연구결과가 반영되지 않은 결과인 것으로 보인다. 어쨌든 과학자들은 이게 위성은하인 M32와의 정면충돌로 발생한 여파로 보고 있다. 즉 M32가 은하의 원반을 정면으로 통과하면서 발생한 것인데, 비유하면 물에 돌멩이를 퐁당 빠뜨렸을 때 수면에 일어나는 수면파와 비슷하다고 볼 수도 있다. 또 분석에 따르면 나선팔이 길게 휘감겨 뻗은 것처럼 보이지만, 사실 대부분의 나선팔이 부분마다 끊겨있다고 한다. 즉, 안드로메다은하는 순수한 정상 나선 은하가 아니라 고리 은하의 특성도 일부 가지고 있다.[11] 그러나 표준 우주론 모형에 따라 우리 은하의 암흑 물질 헤일로가 부여하는 우리 은하의 총 질량은 안드로메다은하와 동일하거나 오히려 더 무거운 태양의 1조 5천억 ~ 5조 배로 추정된다. 질량 값은 앞으로도 변동이 가능하다.[12] 물론 전체 우주로 보면 이들보다 직경 기준으로 수십 배 큰 은하도 발견된 바 있다. 다만 이들 대다수는 은하 사이의 충돌로 인해 모양이 흐트러진 은하이거나, 단위 겉보기 면적당 별의 수가 적은 저표면 밝기 은하 혹은 무거운 은하단의 중심에서나 찾아볼 수 있는 초거대 타원은하이다. 즉 안드로메다은하는 밝고(활동 은하핵이 없는 정상 은하이면서 반경 1천만 파섹 이내에서 활동 은하핵을 가진 솜브레로 은하 다음으로 광도가 크다.) 거대한 나선은하의 표본에 해당한다.[13] 우리 은하는 연간 5 ~ 6개, 안드로메다은하는 연간 1.5개꼴, 다만 둘 다 형태적 연령으로 따지면 중년에 해당하는데, 별 형성 물질의 양이 적기 때문에 점차 푸른 별의 양이 적어지면서 렌즈형 은하처럼 창백하다 못해 붉어지는(즉 대부분이 늙은 적색 별들로 이루어진) 원반 은하가 된다.[14] 18~30억년 전의 안드로메다은하는 지금보다 밝기가 최소 10배 이상 높았을 것으로 추정된다.[15] 지금으로부터 15억 년 후.[16] 동역학적(은하의 회전 등) 시간으로 시간을 잴 수 있는 수준인 은하의 진화에서는 아주 짧은 시간이다.[17] 현재 관측된 두 은하의 수치 중 가장 큰 값에 더불어 삼각형자리 은하와 마젤란은하와 주위의 왜소 은하의 질량을 모두 더한 총 값 중 가장 큰 값이다. 관측 기술의 발전으로 나중엔 이 값으로 대체될 수 있다.[18] 헤일로 부근에 둥글게 띠를 말게 된 가스는 밀도가 매우 낮아 별을 생성하기 어렵다. 즉 별의 밀도가 낮은 띠일뿐이다.[19] 태양으로부터 태양계 가장 바깥의 행성인 해왕성까지의 거리는 약 31AU이다. 이 범위를 태양계의 크기로 보고 지름 1cm 짜리 구슬로 축소한다고 하면, 태양에서 가장 가깝다고 알려진 별 프록시마까지의 거리 4.22광년은 대략 43m 거리에 해당한다. 43m 간격으로 떨어진 1cm 크기 구슬 2개가 각각 무작위로 움직이다가 우연히 서로 충돌할 확률이 얼마나 될지 생각해 보자.[20] 그러나 그때쯤이면 지구는 더 이상 생명체가 살 수 없다. 국부 은하군에서 한 덩치들 하시는 은하 둘이 맞짱 뜨는 데에는 45억 년 정도가 남았지만 지구는 5억 년에서 10억 년 정도가 지나면 지금보다 더 밝아질 태양 때문에 생명체가 살 수 없게 되어버리기 때문이다.[21] 일반인이 쉽게 구입할 수 있는 가격대.[22] 나선팔의 표면 광도가 그다지 높지 않기 때문에 관측 조건지 좋지 않으면 중심부의 타원형 팽대부만 보인다. 사진을 찍어도 충분한 노출을 주지 않을 경우 타원은하처럼 보인다.[23] 단 보름달과 태양의 광도 차이는 14등급으로 밝기는 약 40만 배 가까이 차이 난다.[24] 일주운동을 촬영한 것처럼 배경별이 조금 흐른 것을 보면 노출 중간에 언덕 위에서 잠시만 불을 켰다 끄는 방법으로 단체 사진을 찍었을 가능성이 높다.[25] 오른쪽의 긴 줄이 은하수고, 그 옆의 작은 빛나는 점이 안드로메다다.[26] NASA의 주도로 연세대학교 자외선 우주망원경 연구단과 Caltech 등 여러 대학들이 공동으로 연구개발한 자외선 관측 위성.[27] 또는 시라흐라고도 불린다. 둘 다 뜻은 '말의 배꼽'[28] 가까운 것이 미라크, 멀리 있는 것이 알마크[29] 정확히는 원작 코믹스 및 극장판 2기에서 행성 대(大) 안드로메다라고 나온다. 다만 TV판에서는 행성 프로메슘, 극장판 1기에서는 행성 메텔이라고 다르게 나온다.