メシエ32 (NGC 221) は、地球から約265万光年の距離にある矮小な「初期型」銀河で、アンドロメダ座に位置します。M32は光学的・構造的にコンパクトな楕円銀河（compact elliptical, cE）の代表例で、アンドロメダ銀河（M31）の衛星銀河です。1749年にギョーム・ル・ジェンティルによって発見されました。
大きさと構造
M32の全体的な大きさは小さく、観測によっては最大直径が約6.5±0.2千光年（約2.0±0.06 kpc）とされます。一方、銀河の光の半分が含まれる有効半径（半光半径）は約100パーセクで、これはこの種の矮小楕円銀河としては非常に小さい値です。銀河中心にはさらに明るい核（核星団）があり、その半光半径は約6パーセクと推定されています。つまり、非常に小さな中心部が銀河全体で相対的に大きな光度寄与を示しています。
中心領域と密度
中心部では恒星密度が急激に増加しており、HSTなど高解像度観測では中心近傍の質量密度が3×107M⊙ pc-3以上に達すると報告されています。核はコンパクトで高密度なため、内部の動力学や恒星の分布を調べることで重力源（ブラックホールなど）の質量を推定できます。
恒星集団と星形成
M32は典型的な初期型（楕円）銀河と同様に、古く赤〜黄の恒星が多くを占め、ダストや冷ガスはほとんど検出されず、現在の大規模な星形成はほぼ見られません。しかし近年の紫外線や分光観測から、中心付近には比較的若い（数億〜数十億年程度の）中間年齢の恒星成分や、ごく最近の弱い星形成の痕跡が示唆されています。これにより、M32の中心領域では複数回の星形成イベントが過去に起きた可能性が考えられています。
超大質量ブラックホール
M32の中心には超大質量ブラックホールが存在すると考えられており、その質量は観測とモデルに基づいて約150万〜500万太陽質量（1.5×106〜5×106 M⊙）と推定されています。これは中心の恒星運動や速度分散の解析から導かれた値です。
起源と進化
コンパクトな楕円形銀河は稀であり、M32の起源については複数のシナリオが提案されています。代表的な説は、より大きな銀河がアンドロメダとの潮汐相互作用によって外層を奪われ、核付近だけが残った「潮汐剥ぎ取り（tidal stripping）」説です。この過程により外側の恒星やガス、グローバルクラスタなどが失われ、現在の高密度でコンパクトな構造が形成されたと考えられます。M32はそのため、銀河間相互作用や衛星銀河の進化を研究する良い標本となっています。
その他の特徴
- M32は同規模の矮小銀河に比べてグローバルクラスタが非常に少ない点が特徴的で、これも剥ぎ取りの影響を示唆します。
- 近傍で明るく観測しやすいため、恒星分布、化学組成、動力学など多くの詳細な研究が行われています。
全体として、M32は「コンパクト楕円（cE）」という稀なクラスを代表する銀河であり、銀河相互作用や中心核の形成、低質量側の銀河進化を理解するうえで重要な天体です。
