Descubierta por Pierre Méchain a finales de septiembre de 1780. Informó de su descubrimiento a su amigo, Charles Messier, quien determinó su posición y la incluyó en su catálogo el 18 de octubre de 1780. Se encuentra entre las primeras “nebulosas espirales” detectadas; Lord Rosse la menciona como una de las 14 “nebulosas espirales o curvilíneas” descubiertas antes de 1850.

Esta llamativa espiral es un modelo de galaxia Sc de magnífico diseño. De manera más específica, según la clasificación de De Vaucouleur es catalogada como de tipo SA(s)c, es decir, una espiral Sc pero sin estructura anular (“s”) y sin barra (por lo tanto, de tipo “SA”). Parece estar a una distancia de entre 30 y 40 millones de años luz (32, según el Nearby Galaxies Catalog, Catálogo de Galaxias Cercanas, de R. Brent Tully), alejándose a 793 km/s. Por tanto, sus brazos espirales tienen una amplitud de unos 1 000 años luz. Están formados por agrupaciones de jóvenes estrellas azules y difusas nebulosas de gas de color rosado (regiones H II), según fotografías en color, y se extienden hasta cubrir una región de más de 10 minutos de arco de diámetro, lo que equivale a unos 95 000 años luz, aproximadamente el mismo tamaño que nuestra galaxia, la Vía Láctea. El Webb Society Deep-Sky Observer’s Handbook, Manual del Observador del Espacio Profundo de la Asociación Webb, da un número de 193 regiones H II conocidas. Por otro lado, el núcleo de la M74 se muestra pequeño y brillante.

El gran número de regiones H II y el diseño espiral tan pronunciado indican que todavía se está produciendo la formación de nuevas estrellas en el disco de la M74. Estas regiones aparecen como grupos brillantes en la región UV del espectro; observe las imágenes obtenidas por el telescopio UIT durante la misión ASTRO-1 del transbordador espacial.

Es probable que la extraordinaria simetría de toda la galaxia esté causada por un fenómeno global de propagación de ondas de densidad a lo largo del disco gaseoso de la M74, posiblemente inducido por interacciones gravitacionales con galaxias vecinas. Cuando las nubes de gas que orbitan en el interior del disco se encuentran con estas ondas de densidad, son aceleradas hacia la cresta de la onda con forma espiral, y posteriormente frenadas, de forma que convergen hacia el brazo espiral, aumentando así la densidad de la onda. Además, se producen colisiones y fusiones entre nubes vecinas, lo que se cree que induce el nacimiento de nuevas estrellas, fenómeno observado a lo largo de los brazos espirales.

La M74 es probablemente el miembro más importante de una pequeña agrupación física de galaxias, que incluye la espiral barrada NGC 660, de tipo SBa, la peculiar galaxia UGC 891, de tipo Sm (una mezcla entre galaxia espiral e irregular), y las irregulares UGC 1176, UGC 1195 y UGCA 20.

El aficionado requerirá de unas condiciones excelentes para poder observar algo más que su núcleo. Si se dan, los magníficos brazos espirales aparecen en todo su esplendor empleando telescopios de más de 4 pulgadas. Con telescopios de este tamaño, el núcleo parece terminar bruscamente, pudiendo observarse un disco moteado y difuso en torno a él hasta un diámetro de 6 a 8 minutos. Un gran número de débiles estrellas son visibles por delante de la zona que rodea a esta galaxia. Telescopios más potentes muestran los tenues brazos espirales más nítidamente, y con equipos de aficionado mayores (por encima de 16 pulgadas) se pueden distinguir agrupaciones en el interior y entre los brazos espirales, constituidas por estrellas más cercanas a nosotros, así como por nubes estelares y nebulosas que se encuentran en el interior del disco de la M74.

Se han descubierto dos supernovas en la M74:

• Supernova 2002ap, descubierta el 29 de enero de 2002 por el aficionado japonés Yoji Hirose cuando poseía una magnitud 13,7. Del tipo Ib/c, esta supernova aumentó de luminosidad hasta una magnitud 12,3 entre el 5 y el 12 de febrero de 2002, y fue clasificada como una “hipernova”, término utilizado cuando la estrella precursora que explota posee al menos 40 veces la masa solar.

• Supernova 2003gd, descubierta visualmente por Bob Evans a las 12,82 UT de junio (es decir, el día 12,82 de junio, que exactamente corresponde a las 19:40 UT del día 12), durante el amanecer en Australia, con una magnitud de 13,2, y todavía disminuyendo. En este caso se trataba de una supernova del tipo II.

M74 puede ser fácilmente localizada trazando una línea desde Hamal (Alfa Arietis, Alfa de Aries, -ARI), pasando por Beta Arietis (Beta de Aries, -ARI) y hasta Eta Piscium (Eta de Piscis, -PSC), de magnitud 3,5; M74 se encuentra a aproximadamente 0,5 grados al norte y 1,5 grados al este de -PSC. Esta ruta también es considerada particularmente adecuada durante un Messier Marathon (Maratón Messier).

Puede resultar complicado localizar la M74 ante la más mínima existencia de contaminación lumínica o ante cualquier otro tipo de imperfección en las condiciones de observación, puesto que su núcleo es casi estelar, y el disco y los brazos espirales, de un brillo superficial considerablemente bajo. Puede resultar útil localizar un par de estrellas de 6ª magnitud, 103 y 105 Piscium (103 y 105 de Piscis), aproximadamente a 1 grado al noreste de M74, y un par de 10ª magnitud, separadas unos 3 minutos y con orientación norte-sur; M74 se encuentra a unos 6 minutos al oeste de estas últimas.

La estrella cercana Eta Piscium es una estrella doble: A, de magnitud 3,7, y B, de magnitud 11,0; el ángulo de posición (AP, o PA, en inglés) es de 19 grados y poseen una separación de 1,0 segundos.

Durante un Maratón de Messier, se suele echar en falta esta galaxia hacia el anochecer, ya que se encuentra cerca del borde de la “Zona Libre de Messier”. Sólo el cúmulo globular M30 es más esquivo que esta galaxia.

El núcleo casi estelar ha sido erróneamente catalogado como estrella por F. W. Argelander en el Bonner Durchmusterung, en 1860, bajo la denominación BD +15 grados 238.