Az NGC 2841 a Nagy Medve csillagkép irányában látszó spirálgalaxis, de Vaucouleurs szerinti besorolása SA(r)b. A Messier 63-ra nagyon hasonlító objektumot a kései XVIII. században, 1788-ban fedezte fel és katalogizálta William Herschel.
Az NGC 2841 jelű galaxist az úgynevezett pelyhes spirálgalaxisok prototípusának szokás nevezni. A pelyhes spirálgalaxisok a szabályos spirálgalaxisokkal szemben számos keskeny, szakadozott spirálkarral rendelkeznek. A típus ismertebb képviselője a Messier 63, más néven Napraforgó-galaxis, aminek elnevezése utal a galaxis keskeny, szakadozott karjaira, amik megjelenésükben hasonlítanak arra, ahogyan a napraforgó magjai helyezkednek el. A spirálgalaxisok közel harmada pelyhes spirálgalaxis, míg a szabályos spirálgalaxisok aránya csak 10% az összes spirálgalaxishoz viszonyítva.
A csillagászatban a galaxisok távolságának mérésére többféle módszert is alkalmaznak attól függően, hogy milyen megfigyelésekre van lehetőség az adott galaxist illetően.
Az egyik legegyszerűbb módszer a galaxis fényének vöröseltolódásán alapszik. Még a halványabb galaxisok esetében is meg lehet mérni hogy a belőlük érkező fény hullámhossza mennyivel tolódott el a vörös (vagy kék) irányába. Az eltolódást a doppler-hatás okozza, minél nagyobb sebességgel távolodik (vagy közeledik) egy galaxis tőlünk, a fénye annál jobban a vörös (vagy kék) irányába tolódik. Az eltolódás mértékéből pedig kiszámítható a galaxis hozzánk képest mért sebessége. 1929-ben Edwin P. Hubble arra a felfedezésre jutott, hogy egy galaxis távolodási sebessége egyenesen arányos a tőlünk mért távolságával, ezért ha ismerjük a sebességet, a távolság is könnyen meghatározható. A sebesség és távolság közti arányossági tényezőt a hálás utókor Hubble-állandónak nevezte el, az összefüggést pedig Hubble törvénynek.
Egy másik távolságmérési módszer azon alapszik, hogy egy adott abszolút fényességű objektum látszólagos fényessége az objektum tőlünk mért távolságának négyzetével fordítottan arányos, vagyis egy 10-szer távolabb lévő ugyanolyan abszolút fényességű objektumot 100-szor halványabbnak érzékelünk. Ez az összefüggés felhasználható a galaxisok távolságának mérésre, ha a galaxisban azonosítani tudunk ismert abszolút fényességű objektumot vagy jelenséget, és meg tudjuk mérni annak látszólagos fényességét. Henrietta Swan Leavitt 1912-ben észrevette, hogy a δ Cephei (röviden cepheida) típusú változócsillag fényességváltozási periódusideje és a csillag abszolút fényessége között összefüggés van, a fényváltozás periódusidejéből meghatározható a csillag abszolút fényessége. Hasonló összefüggést sikerült kimutatni az Ia típusú szupernóvák fénygörbéjének alakja és azok abszolút fényessége között is. Az ismert vagy meghatározható abszolút fényességű objektumokat összefoglaló néven standard gyertyának is szokás nevezni.
Ha egy távoli galaxisban sikerül azonosítani standard gyertyákat, akkor a mért látszólagos fényességük, és a számított abszolút fényességük felhasználásával meghatározható a standard gyertya, és így a galaxis távolsága.
Az NGC 2841 esetében régóta ismert volt a galaxis vöröseltolódása, amiből a Hubble törvény szerint a galaxis távolsága 31 millió fényév. 2001-ben azonban a Hubble Űrtávcsővel (amit szintén Edwin Hubble-ről neveztek el) végzett cepheida-felmérés adatainak elemzése során tizennyolc nagy pontossággal kimérhető cepheidát azonosítottak a galaxisban, melyek alapján a galaxis távolságát a korábbinál nagyobb pontossággal sikerült meghatározni. Az új távolság: 46 millió fényév.
A spirálgalaxisok jelentős részében heves csillagkeletkezés zajlik, nem úgy az NGC 2841 esetében, amiben bár sok fiatal csillag található, az átlagosnál mégis jóval kisebb intenzitással keletkeznek új csillagok, mindössze néhány csillagkeletkezési régiót sikerült azonosítani benne. A csillagkeletkezés lelassulását éppen a galaxisban található sok fiatal forró csillag okozza, melyek erős csillagszelükkel lerombolják maguk körül a csillagkeletkezési régiót amiben megszülettek.
