L'interaction avec NGC 2536 est presque certainement la cause de l'extension des bras de NGC 2535, et notamment du très long bras situé au Nord-Ouest, qui apparaît « cassé ». Il est intéressant de remarquer que cette interaction, qui est à la limite du frôlement, se passe quasiment dans le plan des deux galaxies. Ce type d’interaction entraine la formation de deux longs bras de marée avec un fort contraste bras / inter-bras sur la galaxie prograde (un mouvement prograde est une mouvement dans le sens inverse des aiguilles d'une montre d’un objet lors d’une révolution autour de son corps central lorsqu'il est regardé depuis le pôle nord de rotation du corps central, cad le mouvement contraire d’un mouvement rétrograde) ainsi que le  désalignement entre les axes cinématique et photométrique, traduisant la présence d’un disque intrinsèquement de forme ovale et des dispersions généralisées à grande vitesse de l’hydrogène neutre H I (ce qui peut aussi se traduire par une certaine turbulence dans les vitesses de l'hydrogène neutre). Il est intéressant de constater l’absence d’émission de H I ou de continuum radio sur le bord de cet ovale dans le cas de NGC 2535, (contrairement par exemple à IC 2163), ce qui indique une phase d’interaction « plus tardive ». Enfin, les données observationnelles mettent en évidence un transfert de masse de NGC 2535 vers sa petite compagne s’accompagnant de formations d’étoiles.

Les deux galaxies sont noyées dans une grande enveloppe d’hydrogène neutre H I associée à la galaxie principale. Ce disque gazeux est trop grand pour être le résultat de l'interaction entre les deux galaxies ; il préexistait très probablement à leur rapprochement. La masse totale d'hydrogène neutre dans la paire de galaxies est estimée à 2.3 × 10^10 M⊙, où seule une petite partie de cet hydrogène (5 × 10^8 M⊙) appartient à NGC 2536. 

Le système présente de forts mouvements de gaz non circulaires provoqués par l'interaction et la distorsion du champ de vitesse due à la flexion du disque externe de NGC 2535, bien que la courbe de rotation du disque central de cette galaxie (dans R ∼ 20–25 arcsec) soit assez symétrique (cf. schéma 2 ci-dessous).

Hancock et al. (2007) ont par ailleurs étudié les deux galaxies à travers plusieurs filtres (cf schéma 3 ci-dessous) : le pont et la contre-queue sont facilement visibles dans les images FUV (Far Ultra-violet) et NUV (Near Ultra-Violet) et la région de la queue est nettement plus visible en UV qu’en IR (Infra-Rouge), ce qui est attendu, les UV traçant des étoiles plus anciennes.

Sur leur cliché, on peut identifier 26 régions brillantes de formations d’étoiles (grumeaux) , surtout visibles à 8 µm. Leur étude en bande large donne un âge pour la majorité d’entre eux de moins de 100 millions d’années, certains semblant jeunes de quelques millions d’années seulement, les grumeaux dans les bras de marrée ayant tendance à être plus jeunes.

Le Schéma 4 donne le poids de chacun d'entre eux,  leur masse ayant été estimée individuellement en incluant les étoiles de 0.1 à  100 M⊙ (ce qui donne des masses estimées entre 10^6 et 10^9 M⊙).

Les deux galaxies ont vraisemblablement présenté deux rencontres rapprochées et la rencontre la plus récente a provoqué un sursaut de formations d'étoiles nettement plus intense dans les deux galaxies. NGC 2536 a conservé un taux faible de formation d'étoiles jusqu'au moment de la seconde rencontre, moment au cours duquel il semblerait qu’elle ait converti son disque LSB très régulier en une forme irrégulière compacte (que l’on observe à présent) à la suite des effets des marées. Ce modèle prédit que lors de la prochaine fusion (dans un avenir proche), le taux de formation d’étoiles augmentera nettement.

Cette cinétique de formation d'étoiles est inhabituelle ; la formation initiale de ces deux galaxies semble avoir été peu spectaculaire, tout comme les phénomènes transitoires de formation d'étoiles ultérieurs. Cette phase initiale calme a été suivie d'une longue période, à peine inférieure à l'âge de l'univers, au cours de laquelle très peu d'étoiles supplémentaires ont été produites. En un sens, la formation des deux galaxies s'est « bloquée » jusqu’à ce que des disques normaux de type tardif puissent se former.

En résumé, on peut faire notre cette constatation de l'équipe du Spitzer Spatial Telescope :

"Cette paire de galaxies en interaction connaît peut-être l'équivalent galactique d'une crise de la quarantaine. Pour une raison quelconque, le couple, appelé Arp 82, n’a pas formé ses étoiles très tôt come le font la plupart des galaxies. Au lieu de cela, les deux galaxies ont eu un second souffle plus tard dans la vie - il y a environ 2 milliards d'années - et ont commencé à former de nouvelles étoiles comme si elles étaient redevenues jeunes."