仙女座星系观测史
1764年，梅西耶将他编目为M31，错误地认为西蒙·马里乌斯是发现者，没有意识到阿尔·苏飞更早的工作。
1785年，天文学家威廉·赫歇尔(William Herschel)注意到星系核心区域有一个红色的斑点，这使他确信这是所有星云中距离最近的“大星云”，并根据星云的颜色和亮度估计(错误地)距离应该在天狼星的2000倍以内。
1786年，F·W·赫歇尔第一个将其列为可以分解成恒星的星云。
1864年，威廉·哈金斯对仙女座星系的光谱进行了观测，注意到仙女座星系的光谱在一个频率连续的连续光谱上叠加了暗线，非常类似于单颗恒星，于是他推断仙女座星系具有恒星的本质。
1885年，仙女座星系(仙女座S)出现了一颗超新星，这是第一次在如此遥远的星系中看到一颗恒星。当时低估了他的亮度，只认为他是新星，所以叫他1885。
1914，皮斯发现M31有旋转运动。
1917年，在希伯·柯蒂斯观测到M31中的一颗新星，在照相记录中发现了11。柯蒂斯注意到，这些新恒星的平均光度约为10，远低于银河系中的星等。这一结果将估计距离提高到50万光年，并使他成为“岛屿宇宙”假说的支持者。这个假说认为螺旋星云也是独立的星系。
在1920年期间，哈罗·沙普利和希伯·柯蒂斯之间有一场关于银河系、螺旋星云和宇宙规模的大辩论。为了支持他的M31是外星系的说法，柯蒂斯提出我们自己的银河系中也有尘埃云，它们造成了类似的黑色路径，并且有明显的多普勒频移。
从1924到1925，哈勃在摄影胶片上认出仙女座星系旋臂上的造父变星，根据周期-光度关系计算距离，确认它是银河系外的一个恒星系统，争论平息。M31的距离通过反射望远镜中拍摄的照片得到了确认，为2.5米(100英寸)。哈勃的测量最终证实，这些恒星和气体不在我们的星系中，而是一个与我们的星系整体距离很远的星系。
1939年，通过巴布科克等人的研究，测得了从中心到边缘的自转速度曲线，由此得知了银河系的质量。据估计，M31的质量不小于3.1×1011太阳质量，是银河系的两倍多，是这个星系群中最大的。M31中心有一个类似恒星的核心，直径只有25光年，质量相当于107个太阳质量，即1500颗恒星聚集在一个立方秒差距内。类星核心的红外辐射很强，大约等于整个银河系核心区域的辐射。但是那里的收音机只有银心收音机的1/20。射电观测表明，中性氢大多集中在一个半径为10千秒差距的宽环中。氢的含量为总质量的1%，小于银河系的1.4 ~ 7%。可以认为M31中的大部分气体已经形成了恒星。
从1943到1944，沃尔特·巴德？分辨出仙女座星系核心的天体，识别出其中的星团和恒星。根据他对这个星系的观察，他区分了两个不同的恒星群。他把银盘中年轻、快速移动的恒星称为第一恒星群，把核球中年老、略带红色的恒星称为第二恒星群。这个命名原则后来在我们银河系和其他场合被引用。(Otter以前注意到恒星分为两个星群的现象)并指出星群的空间分布。巴德博士还发现，有两种不同类型的造父变星，它们使M31的距离估计增加了一倍，并影响了宇宙的其余部分。在M31的旋臂上是极端星群I，包括O-B星、明亮超巨星、OB星协和电离氢区。在银盘上观测到了经典造父变星、诺瓦斯、红巨星、行星状星云和其他盘族天体。在中心区域，有造父变星二。光晕成员的球状星团距离星系主平面可达3万秒差距。还发现M31段重元素含量由外围向中心逐渐增加。这一现象表明，恒星抛射引起的星际物质中重元素的过程，在星系中心区域要比外围区域频繁得多。
19年的20世纪50年代，第一张仙女座星系的射电地图由约翰·鲍尔温和剑桥射电天文学组共同完成。仙女座星系的核心在2C星表的射电天文星表中被列为2C 56。
2006年，九个星系被发现沿着一个横跨仙女座星系核心的平面延伸，而不是随机分散。这可能解释了这些卫星星系有一个共同的起源。
M31在天文学史上有着重要的地位，在星系的研究中也起着重要的作用，因为它是一个离我们最近的巨型螺旋星系，虽然不是最近的。