雪茄星系

科學家採用紅外線光學技術進行觀測時，“M82”就呈現出雪茄模樣，故有“雪茄”星系之雅稱。採用X光技術進行觀測時，則呈現出另一種圖像。

觀測表明，它是大質量年輕恆星的‘溫床’，斯皮策（Spizer）空間望遠鏡拍攝到它的紅外像，第一次揭示出這些恆星的‘大火’周圍有‘煙霧’。“雪茄星系”正經歷中年時代活躍的恆星形成期。

概述圖右邊就是M82的紅外‘假彩像’，跟左側的可見光像對比，可以看到，側對著我們的（藍白色）不規則形星系M82的主要部分，在其上、下的雲（紅色）形如蝴蝶的飛翅，這比其它星系周圍見到的雲都亮，是以前未曾見到的，說明該星系拋出了大量塵埃，塵埃成分可能類似於汽車排放的物質——芳香族碳氫聚合物。在星系中，恆星的燃燒反應產物拋射到星際空間。M82的塵煙可真大，‘吹’到星系主面兩旁20000光年，遠遠超出恆星所在範圍。

曾觀測到M82向外投射的兩個錐形熱氣體雲，而今斯皮策太空望遠鏡又揭示拋出的塵雲。M82正經歷中年時代活躍的恆星形成期，在它的核心區發生最激烈的暴髮式恆星形成。

銀河系是比較安穩的地方，恆星的產生和衰亡過程進行得較平緩，塵埃主要集中在銀道面附近。

M82的遠紅外波段觀測發現其光度超過太陽300億倍，這是厚厚塵埃被恆星加熱的結果，暗示一個新生熾熱大質量恆星聚集區域的存在。

與類似銀河系的正常漩渦星系相比，M82恆星形成活動的強度大了約400倍，相應的，其氣體消耗速率遠高於銀河系。

M82與M81、NGC 3077等星系處於同一個系統，通過瀰漫的氫雲相連，整個系統都存在豐富氣體，但只有M82處於劇烈星暴狀態。M82與其臨近的大星系M81相互作用，是造成M82一切騷亂的原因。

用6英寸(15厘米)或更大的望遠鏡能夠看到，有一個奇特的垂直塵埃帶切過它的核。它的星等是+9.3等，赤經09h56.2m，赤緯+69°24′，視大小11X5。M81 距離地球1400萬光年。

M82星系與它的近鄰星系M81是一對物理雙星（可在北半球觀測到），它是II型不規則星系的原型，即一個不規則的“圓盤”。其核心區因為與M81星系的密近會合而發生著戲劇性的變化--正在經歷一場激烈的星爆並展現出其壯觀的暗帶。這些狂暴的外爆氣體流也是強烈的射頻源，Henbury Brown於1953年發現他們，它起初被命名為大熊座A（Ursa Major A，大熊座中最強的射頻源），並作為3C 231收入劍橋射電源第三星表。

在紅外波段，M82是天空中最明亮的星系，這就是所謂的紅外超現象（波在紅外波段的亮度遠強於可見光波段）。這種現象同樣可在星系M51、NGC5195以及NGC 5128（人馬座A）中觀測到。正如John Mallas所描述的那樣，它看起來就像一條銀色帶。

M82在之前被認為是一個不規則星系，但在2005年以近紅外線的觀察發現他有對稱的兩條螺旋臂。這些螺旋臂是從近紅外線的影像中，減除軸對稱指數函數盤面才檢測出來的。即使是從近紅外線的影像中檢測出螺旋臂，它們依然跛盤面更偏藍。由於M82盤面的高面亮度，我們又以高傾角的側面（〜80°）觀察，因此螺旋臂就被錯過了，再加上在可見光影像中錯綜複雜的絲狀塵埃結構，使得螺旋臂顯得模糊而未被看見。這兩條螺旋臂由近紅外影像的棒的兩端可以追尋到3個星系盤的長度大小。假定M82的北端離我們較近，大部分的文獻一樣，觀察到的旋轉方向暗示懸臂是落後的。

在2005年，哈勃太空望遠鏡顯示在星暴核心偶197個年應的大質量星團。這些星團的平均質量大約是200,000太陽質量，因此星暴核心是充滿活力的高密度環境。整個星系的中心，年輕恆星正以遠超過我們整個銀河系10倍的速率在誕生。

在M82的核心，活躍的星暴區域直徑過500秒差距。以可見光的波長在這個區域檢測出4個高面亮度區域或叢集（標示為A、C、D和E），這些叢集屢屢對應於已知的X射線、紅外線、和電波。因此，它們被認為是從我們的角度最不被遮擋的星暴群集。M82獨特的雙極流（或超級星風）似乎集中在叢集A和C，以及由在叢集中頻率為每10年發生一次的超新星釋放出來的能量所驅動。

錢德拉太空望遠鏡偵測到的X射線輻射波動，排放自距離M82中心約600光年的位置。天文學家們大膽的假設這個波動的排放來自中等質量黑洞，其質量大約在200〜500太陽質量之間。像多數的星系一樣，M82是個超大質量黑洞的宿主星系，以恆星動力學測量，在它中心的黑洞質量估計是3 x 10太陽質量。

在2010年4月，曼徹斯特大學在卓瑞爾河岸天文台工作的天文學家報告在M82有未知的天體。這個天體開始發出無線電波，但是它排放的方式與之前在宇宙中任何其它地方曾見過的模式都不同。關於這個未知天體的性質有好幾種理論，但沒有一個能與觀測的資料完全吻合。它曾經被認為是個不尋常的"微類星體"，有著非常高的無線電亮度與低的X射線亮度，而且相當穩定，它可能與低X射線亮度的星系微類星體SS 433類似。然而，所有已知的微類星體都產生大量的X射線，而該天體的X射線通量在閾值之下。這個天體與M82的中心有好幾弧秒的距離，不太可能與黑洞相關聯。它有著明顯的超光速，相對於星系中心是光速的4倍。在超大質量黑洞，視超光速運動與相對論性噴流是一致的，並不表示它的來源本身的移動超過光速。

鄰近的螺旋星系M81在小望遠鏡下呈現配對的突起，M82正受到這個體積更大的鄰居影響。由引力造成的潮汐力使這個星系變形，這個過程大約開始於一億年前。這種交互作用使恆星形成的速率是"正常"星系的10倍。

最近，M82至少經歷了一次的潮汐遭遇，M81導致大量氣體在2億年前注入到星系的核心。最接近的一次遭遇大約發生在2–5×10年前，和導致集中的爆發與星團年齡相對應的峰值標誌分佈。這次星暴開始於5,000萬年前，以每年10M⊙的速率進行。兩個後續的星暴，最後一次（4-6百萬年前）可能形成在核心的星團，包括超星團（super star clusters，SSCs）和較輕的夥伴。

奇怪的是，在M82盤面上的恆星似乎是在5億年前爆發出來的，離開盤面到處都是數百個性質類似球狀星團的叢集（較年輕），但在1億年前離開這個星系星暴中心的迷人之處就不再有恆星形成，在10億年前星系暈的恆星形成率就很低。解釋這種特性的建議是M82在與它巨大的鄰居產交互作用觸發星暴之前，是一個低表面亮度星系。

忽略它們各自與我們在距離上的任何差異，M81和M82的中心在視覺上相隔約130,000光年，確實的分離是300+300−200kly。

在2014年1月21日19.20 UT，倫敦大學學院倫敦大學天文台的的訓練天文台，由史蒂夫·福西博士指導的一組4位學生，在M82發現一顆 +11.7等恆星。在1月23日，它的視星等升高至 +10.9等。檢查稍早時對M82的觀測，發現這顆超新星在1月15、16、17、19、20、和22日都已經存在，光度從 +14.4等到 +11.3等，但在1月14日極限星等 +17等的資料中卻毫無蹤影。最初建議它可能成為達到 +8.5等，進入雙筒望遠鏡和小望遠鏡都能看見的範圍內，但它在2014年1月31日就達到峰值，實際上只是較為黯淡的 +10.5等。初步分析將它的分類為一顆"年輕、偏紅的Ia超新星"。國際屯學聯合會給予的名稱是SN 2014J。SN 2014J是近幾十年來最靠近地球的超新星之一。SN 1993J是距離相似的一顆超新星，在與它鄰近的巨大星系M81出現，在大麥哲倫星系的SN 1987A則更為接近。SN 2014J是繼SN 1972E之後，最接近地球的Ia 超新星。

最近，“哈勃”在M82中發現了百餘顆新生的球狀星團，估計它們的生成與M82、M81兩星系的密近會合有著直接的關係。據推測，最近的一次潮汐引力相互作用發成在過去5千萬到幾億年間：STScI的最擬和值為6億年前，至此以後長達億年之久的強相互作用事件拉開了帷幕。

作為M81星系群中的一員，M82與之相隔1200萬光年。

M82與M81一起於1774年12月31日由Johann Elert Bode發現，在其星表中編號為No. 18；他描述M82為“暗淡的光斑”、“蒼白的長條形”、與M81相隔0.75度。1779年8月Pierre Méchain重新發現了這兩個“暗淡的光斑”--M81、M82星系，並將其觀測結果彙報給梅西耶，後者在1781年2月9日完成了兩個星系的位置測量后，將它們收入星表。

M82在梅西耶星體中屬於少數幾個同時被Herschel編號的天體，在威廉姆·赫歇耳公佈於1802年9月30日的一份觀測報告中它的編號為H IV.79（通常赫歇耳會盡量避免編錄梅西耶天體）。

William Parsons伯爵三世（Rosse家族的第三代傳人）是第一個指出M82中心區具有暗塵帶以及可見光斑的天文學家。

Halton Arp在他的特殊星系表中將M82編號為No. 337。

Lebofsky、Rieke以及Kailey報告在M82中觀測到了超新星1986D，這在Kenneth Glyn Jones的書中有所提及。但這次“超新星”事件被證明是一次誤報。實際上，一個變化微小的2微米波長紅外源是這次錯誤的元兇。