大マゼラン雲(LMC).
小マゼラン雲（SMC）.
Gaia EDR3データから前景星を除去して作成したLMCとSMC
大マゼラン雲とその隣の小マゼラン雲は南半球で目立つ天体で、肉眼で見ると天の川の一部が分かれているように見えます。 夜空で約21°離れており、その距離は約75,000光年です。 1994年に「いて座矮小楕円銀河」が発見されるまでは、私たちの銀河系に最も近い銀河として知られていました (2003年に「おおいぬ座矮小銀河」が発見され、より近いとされるようになりました)。 LMC は約 16 万光年、SMC は約 20 万光年の距離にある。 また、LMCの直径はSMCの約2倍（それぞれ14,000 lyと7,000 ly）であり、LMCはSMCの約半分である。 9598>
この2つの銀河の総質量は不明です。
この2つの銀河の総質量は不明で、星になったガスはほんの一部で、おそらく両方とも大きな暗黒物質のハローを持っていると思われます。 最近の推定では、LMCの総質量は天の川銀河の約1/10とされています。 これは、現在の観測可能な宇宙では、LMCはかなり大きな銀河であることを意味します。 比較的近くにある銀河の大きさは大きく偏っているため、平均質量は誤解を招きやすい統計となります。 また、LMCは50を超える銀河群の中で、4番目に質量の大きな銀河であることがわかります。 マゼラン雲系が歴史的に天の川銀河の一部ではないことを示唆しているのは、SMCが非常に長い間、LMCの周りを回っていた証拠です。 マゼラン星系は、ローカルグループの端にある明瞭なNGC 3109星系に最も似ていると思われる。
天文学者は長い間、マゼラン雲が天の川をほぼ現在の距離で周回していると考えてきたが、現在のように天の川に接近することはまれであるという証拠が示された。 観測と理論的な証拠から、マゼラン雲はいずれも天の川に近づくと、天の川との潮汐作用によって大きく歪んでいることが示唆されています。 LMCは、電波望遠鏡による中性水素の画像で、非常にはっきりとした渦巻き構造を保っている。 中性水素の流れが天の川銀河と互いを結んでおり、どちらも棒渦巻銀河のような形をしている。
構造が異なることと質量が小さいことのほかに、我々の銀河系とは大きく2つの点で異なっています。 ガスが豊富で、質量に占める水素とヘリウムの割合が天の川銀河より高い。 LMC と SMC の最も若い星の金属量は、それぞれ太陽系の 0.5 倍と 0.25 倍です。 どちらも星雲と若い恒星集団で知られていますが、我々の銀河系と同様に、非常に若い星から非常に古い星まであり、長い恒星形成の歴史があることを示しています。
大マゼラン雲は、4世紀以上にわたって観測された中で最も明るい超新星（SN1987A）のホスト銀河でした。
2006年に発表されたハッブル宇宙望遠鏡による測定では、マゼラン雲の動きが速すぎて、天の川の長期の仲間になれない可能性が指摘されています。 もし軌道に乗ったとしても、その軌道には少なくとも40億年かかります。 彼らはおそらく第一接近中で、私たちは、天の川銀河が将来予想されるアンドロメダ銀河（そしておそらく三角銀河）との合併に重なるかもしれない銀河合併の開始を目撃しています。
2019年に、天文学者はガイアデータを使って若い星団プライス・ウィラン1を発見しました。 この星団は金属量が少なく、マゼラン雲のリーディングアームに属している。 この星団の存在は、マゼラン雲のリーディングアームが天の川から9万光年の距離にあり、これまで考えられていたよりも近いことを示唆しています
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