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  義大利天文學家保羅·馬菲是紅外線天文學的先驅之一。在1950和60年代,為了獲得在近紅外(I波段,680〜880nm)天體影像在這部分的高品質光譜,他使用化學感度超標準的伊士曼I-N乳膠。會達到增感目的,他將這些感光板浸泡在5%氨溶液3〜5分鐘。這個程式會增加一個數量級的靈敏度。在1957至1967年間,馬菲使用這種技術觀察到許多不同的天體,包括球狀星團和行星狀星雲。其中有些是在對藍光(250〜500nm)敏感的感光板上毫無所見的。  1967年9月29日,阿夏戈天文臺(Asiago Observatory)的施密特望遠鏡以增感的I-N乳膠拍攝到馬菲1星系。馬菲發現了馬菲1,螺旋星系馬菲2和金牛T星也一起被發現。這個天體的近紅外影像大小約為50",但在相對應的藍光敏感板上卻沒有天體。它的光譜缺乏任何的吸收或發射譜線,後來還證明它還是電波寧靜的。在1970年,海朗·斯平雷德(Hyron Spinrad)建議它是一個被極度遮蔽的巨大橢圓星系。如果它不是坐落在銀河系的後面,馬菲1將是北天最明亮的10個星系之一。  由於它的黯淡無光,肉眼想要看見馬菲1至少需要30〜35釐米口徑的望遠鏡,還要高品質的星圖和足夠黑暗的天空。

  馬菲1的位置離銀河盤面只有0.55°,在銀河的隱帶之中,因而在可見光有4.7星等(大約1/70的因子)的消光。除了消光,無數淡淡的銀河系恆星輕易的和馬菲1混淆在一起,也進一步的阻礙了觀測。因此,確定它的距離也一直特別困難。  發現後不久,海朗·斯平雷德在1971年估計馬菲1的距離大約是100萬秒差距,讓它成為本星系群的成員。在1983年,這個估計值被Ronald Buta 和Marshall McCall使用橢圓星系的亮度與速度彌散之間的一般關係,調高至2.1百萬秒差距。這個距離讓馬菲1位在本星系群之外,但仍接近到在足以影響到過去的距離。  在1993年,Gerard Luppino和John Tonry使用表面光度波動產生一個新的距離估計值,大約是。在2001後期,Tim Davidge和Sidney van den Bergh使用自我調適光學觀察馬菲1的漸近巨星分支恆星得出結論,它位於距離太陽4.4 百萬秒差距之處。最後測量馬菲1的距離,是根據重新校準的橢圓星系亮度/速度彌散關係和更新的消光,距離是。  在過去20年報導較遠的距離(超過3 Mpc),意味著馬菲1不會受到本星系群動力學明顯的影響。  馬菲1的移動是以66Km/s的速度遠離太陽。然而,對於本星系群質心的速度是297km/s遠離。這意味著馬菲1參與了一般的宇宙膨脹。

  

  馬菲1是巨大的橢圓星系,在哈伯序列的型別是E3。這意味著它稍為扁平,其半短軸為半長軸的70%。馬菲1也有著四四方方的形狀(E(b)3型),其中心區域(半徑≒34秒差距)輻射的光相較於r律是不足的。也就是說馬菲1是核心型別的橢圓星系。存在方正的形狀和低光度核心是典型的中介巨大橢圓星系。  馬菲1因為被銀河系嚴重的遮蔽著,它的尺寸明顯的取決於光的波長。在藍光它只有1〜2’,而在近紅外光的長軸達到23' -超過月球直徑的3/4。在300萬秒差距的距離上,這相當於23,000秒差距的大小。馬菲1的總可見光絕對星等M=−20.8,可以媲美銀河系。

  馬菲1在中心有個藍色的小核心,大小約1.2秒差距,包含大約29太陽質量的電離氫。這意味著它最近才經歷了恆星的形成。但是沒有跡象顯示馬菲1是活躍星系核(AGN)。來自中心的X射線輻射是擴散的,並可能來自一些數量的恆星。

  馬菲1主要的恆星都是年齡過100億,富金屬量的老年恆星。身為一個巨大橢圓星系,預期馬菲1有為數眾多的球狀星團(約1,100)。然而,由於大量消光的干擾,長時間的地面觀測依然不能辨識出其中的任何一個。哈伯太空望遠鏡在2000的觀測顯示,在星系的中央區域大約有20個球狀星團的候選者。後來,以地基的紅外線望遠鏡觀測,也發現了一些明亮的球狀星團候選者。

  馬菲1是鄰近星系群的主要成員。這個星系群的成員還有都是巨大螺旋星系的馬菲2和IC 342。馬菲1也有小的衛星星系:螺旋星系德文格洛1以及一些矮星系,例如MB1。馬菲星系群是最靠近銀河系的星系群之一。
馬菲1是位於仙后座的一個巨大橢圓星系。一度被認為是本星系群的成員,但目前已知它屬於自己的群組:馬菲星系群(IC 342/馬菲群)。它是以發現者保羅·馬菲命名的星系,在1967年經由紅外線的輻射發現了這個星系,同時也發現了馬菲2。