เมฆแมเจลแลนขนาดเล็ก ( SMC ) เป็นกาแล็กซีแคระที่อยู่ใกล้ทางช้างเผือก^{[ 5 ]}จัดเป็นกาแล็กซีแคระไร้รูปร่าง SMC มีเส้นผ่านศูนย์กลางไอโซโฟทัล D ประมาณ5.78 กิโลพาร์เซก (18,900 ปีแสง) [ ^{1 ] [ 4 ]}และประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายร้อยล้านดวง^{[ 5 ]}มีมวลรวมประมาณ 7 พันล้านเท่าของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 6 ] ที่}ระยะห่างประมาณ 200,000 ปีแสง SMC เป็นหนึ่งในเพื่อนบ้านระหว่างกาแล็กซีที่ใกล้ที่สุดของทางช้างเผือกและเป็นหนึ่งในวัตถุ ที่อยู่ไกลที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า

กาแล็กซีเมฆแมเจลแลนใหญ่ (SMC) สามารถมองเห็นได้จากซีกโลกใต้ ทั้งหมด และสามารถมองเห็นได้เต็มตาเหนือขอบฟ้าทางใต้จากละติจูดประมาณ15° เหนือกาแล็กซีนี้ตั้งอยู่ตรงข้ามกลุ่มดาวทูคานาและส่วนหนึ่งของกลุ่มดาวไฮดรัสปรากฏเป็นจุดจางๆ คล้ายชิ้นส่วนที่แยกออกมาจากกาแล็กซีทางช้างเผือก SMC มีเส้นผ่านศูนย์กลางปรากฏโดยเฉลี่ยประมาณ 4.2° (8 เท่าของดวงจันทร์) และครอบคลุมพื้นที่ประมาณ 14 ตารางองศา (70 เท่าของดวงจันทร์) เนื่องจากความสว่างพื้นผิวต่ำมากวัตถุในห้วงอวกาศลึก นี้ จึงมองเห็นได้ดีที่สุดในคืนที่ท้องฟ้าโปร่งใส ปราศจากดวงจันทร์และอยู่ห่างจากแสงไฟในเมือง SMC เป็นคู่กับเมฆแมเจลแลนใหญ่ (LMC) ซึ่งอยู่ห่างไปทางทิศตะวันออก 20° และเช่นเดียวกับ LMC เป็นสมาชิกของกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่นปัจจุบันเป็นดาวบริวารของกาแล็กซีทางช้างเผือก แต่มีแนวโน้มว่าเคยเป็นดาวบริวารของ LMC มาก่อน

ในซีกโลกใต้เมฆแมเจลแลนเป็นส่วนหนึ่งของตำนานของชนพื้นเมืองมานานแล้ว รวมถึง ชาวเกาะ ทะเลใต้และชาวอะบอริจินออสเตรเลียนักดาราศาสตร์ชาวเปอร์เซียอัล ซูฟีกล่าวถึงเมฆเหล่านี้ในหนังสือดาวคงที่ ของเขา โดยอ้างอิงคำพูดของนักปราชญ์อิบนุ กุตัยบาห์แต่เขาเองไม่เคยสังเกตเห็นเมฆเหล่านี้มาก่อน นักเดินเรือ ชาวยุโรปอาจสังเกตเห็นเมฆเหล่านี้เป็นครั้งแรกในช่วงยุคกลางเมื่อพวกเขานำเมฆเหล่านี้มาใช้ในการเดินเรือ นักเดินเรือ ชาวโปรตุเกสและดัตช์เรียกเมฆเหล่านี้ว่า เมฆแหลม ซึ่งเป็นชื่อที่ใช้กันมาหลายศตวรรษ ในระหว่างการเดินทางรอบโลกของเฟอร์ดินานด์ แมเจลแลนในปี 1519 – 1522 อันโตนิโอ ปิกาเฟตตาได้บรรยายเมฆเหล่านี้ว่าเป็นกลุ่มดาวที่สลัว^{[ 7 ]}ใน แผนที่ท้องฟ้า Uranometriaของโยฮันน์ บาเยอร์ซึ่งตีพิมพ์ในปี 1603 เขาได้ตั้งชื่อเมฆขนาดเล็กว่า Nubecula Minor ^{[ 8 ]}ในภาษาละติน Nubecula หมายถึงเมฆเล็ก^{[ 9 ]}

ระหว่างปี พ.ศ. 2477 ถึง พ.ศ. 2471 จอห์น เฟรเดอริค วิลเลียม เฮอร์เชลได้ทำการสังเกตการณ์ท้องฟ้าทางใต้ด้วยกล้องโทรทรรศน์สะท้อน แสง ขนาด 14 นิ้ว (36 ซม.) จาก หอดูดาวหลวง ขณะสังเกตการณ์กลุ่มเมฆเนบิวลาไมเนอร์ เขาได้บรรยายลักษณะของมันว่าเป็นกลุ่มเมฆแสงที่มีรูปร่างเป็นวงรีและมีจุดศูนย์กลางที่สว่าง ภายในบริเวณกลุ่มเมฆนี้ เขาได้จัดทำรายการกลุ่มเนบิวลาและกระจุกดาวจำนวน 37 แห่ง^{[ 10 ]} 

ในปี ค.ศ. 1891 หอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ดได้เปิดสถานีสังเกตการณ์ที่อาเรกีปาในเปรูระหว่างปี ค.ศ. 1893 ถึง 1906 ภายใต้การกำกับดูแลของโซลอน เบลีย์กล้องโทรทรรศน์ขนาด 24 นิ้ว (610 มม.)ณ สถานที่แห่งนี้ถูกใช้เพื่อสำรวจเมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่และขนาดเล็กด้วยวิธีการถ่ายภาพ^{[ 11 ]}เฮนเรียตตา สวอน ลีวิต ต์ นักดาราศาสตร์จากหอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ด ใช้แผ่นภาพจากอาเรกีปาเพื่อศึกษาการเปลี่ยนแปลงความสว่างสัมพัทธ์ของดาวฤกษ์ในเมฆแมเจลแลนขนาดเล็ก ในปี ค.ศ. 1908 ผลการศึกษาของเธอได้รับการตีพิมพ์ ซึ่งแสดงให้เห็นว่าดาวแปรแสง ชนิดหนึ่ง ที่เรียกว่า "ดาวแปรแสงคลัสเตอร์" ซึ่งต่อมาเรียกว่า ดาว แปรแสงเซเฟอิดตามชื่อดาวต้นแบบเดลต้าเซเฟอีแสดงความสัมพันธ์ที่ชัดเจนระหว่างคาบการแปรแสงและความสว่างปรากฏของดาว ลีวิตต์ตระหนักว่าเนื่องจากดาวฤกษ์ทั้งหมดในเมฆแมเจลแลนขนาดเล็กอยู่ห่างจากโลกในระยะทางที่ใกล้เคียงกัน ผลลัพธ์นี้จึงบ่งชี้ถึงความสัมพันธ์ที่คล้ายคลึงกันระหว่างคาบและความสว่างสัมบูรณ์^{[ 12 ]}ความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างที่สำคัญนี้ทำให้สามารถประมาณระยะทางไปยังดาวแปรแสงเซเฟอิดดวงอื่น ๆ ได้โดยใช้ระยะทางไปยัง SMC ^{[ 13 ]}เธอหวังว่าจะสามารถค้นพบดาวแปรแสงเซเฟอิดบางดวงที่อยู่ใกล้โลกมากพอที่จะ วัด พารัลแลกซ์ ของพวกมัน และด้วยเหตุนี้จึงสามารถวัดระยะทางจากโลกได้ ซึ่งในไม่ช้าก็เกิดขึ้น ทำให้สามารถใช้ดาวแปรแสงเซเฟอิดเป็นเทียนมาตรฐานซึ่งอำนวยความสะดวกในการค้นพบทางดาราศาสตร์มากมาย^{[ 14 ]} 

โดยใช้ความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างนี้ ในปี พ.ศ. 2456 Ejnar Hertzsprungได้ประมาณระยะทางไปยัง SMC เป็นครั้งแรก โดยเขาได้วัดดาวแปรแสงเซเฟอิดที่อยู่ใกล้เคียง 13 ดวง เพื่อหาค่าความสว่างสัมบูรณ์ของดาวแปรแสงที่มีคาบหนึ่งวัน เมื่อเปรียบเทียบกับคาบของดาวแปรแสงที่วัดโดย Leavitt เขาจึงสามารถประมาณระยะทาง 10,000 พาร์เซก (30,000 ปีแสง) ระหว่างดวงอาทิตย์กับ SMC ได้^{[ 15 ]}ต่อมาพบว่าเป็นการประมาณระยะทางที่ต่ำกว่าความเป็นจริงมาก แต่ก็แสดงให้เห็นถึงประโยชน์ที่เป็นไปได้ของเทคนิคนี้^{[ 16 ]}

จากการประกาศในปี 2549 การวัดด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลชี้ให้เห็นว่าเมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่และขนาดเล็กอาจเคลื่อนที่เร็วเกินกว่าจะโคจรรอบกาแล็กซีทางช้างเผือกหรือกาแล็กซีทางช้างเผือกอาจมีมวลมากกว่าที่เคยคิดไว้^{[ 17 ]}

SMC มีโครงสร้างแท่งตรงกลาง และนักดาราศาสตร์คาดการณ์ว่าครั้งหนึ่งมันเคยเป็นกาแล็กซีเกลียวที่มีแท่งซึ่งถูกรบกวนโดยทางช้างเผือกจนกลายเป็นรูปร่างไม่สม่ำเสมอ^{[ 19 ]}

มีสะพานก๊าซเชื่อมต่อระหว่างเมฆแมเจลแลนขนาดเล็กกับเมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่ (LMC) ซึ่งเป็นหลักฐานของการปฏิสัมพันธ์แบบไทดัลระหว่างกาแล็กซี^{[ 20 ]}สะพานก๊าซนี้เป็นแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์^{[ 21 ]}เมฆแมเจลแลนมีชั้นบรรยากาศไฮโดรเจนที่เป็นกลางร่วมกัน ซึ่งบ่งชี้ว่าพวกมันถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วงมาเป็นเวลานาน

ในปี 2017 โดยใช้ข้อมูลจากDark Energy Survey plus MagLiteS ได้มีการค้นพบความหนาแน่นของดาวฤกษ์ที่มากเกินไปซึ่งเกี่ยวข้องกับเมฆแมเจลแลนขนาดเล็ก ซึ่งอาจเป็นผลมาจากการปฏิสัมพันธ์ระหว่าง SMC และ LMC ^{[ 22 ]}

เมฆแมเจลแลนเล็ก (SMC) มีประชากรดาวคู่รังสีเอ็กซ์ ขนาดใหญ่และมีกิจกรรมสูง การก่อตัวของดาวฤกษ์ในช่วงไม่นานมานี้ทำให้เกิดประชากรดาวฤกษ์มวลมากจำนวนมากและดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลสูง (HMXB) ซึ่งเป็นซากที่หลงเหลือจากช่วงอายุสั้นของฟังก์ชันมวลเริ่ม ต้น ประชากรดาวฤกษ์อายุน้อยและดาวคู่รังสีเอ็กซ์ส่วนใหญ่ที่รู้จักกันนั้นกระจุกตัวอยู่ในแถบของ SMC พัลซาร์ HMXB คือดาวนิวตรอนที่หมุนอยู่ในระบบดาวคู่กับดาวคู่ประเภท Be ( สเปกตรัมประเภท O9-B2 ระดับความสว่าง V–III) หรือ ดาว ยักษ์ใหญ่ ดาวคู่ HMXB ส่วนใหญ่เป็นประเภท Be ซึ่งคิดเป็น 70% ในกาแล็กซีทางช้างเผือกและ 98% ใน SMC ^{[ 23 ]}จานเส้นศูนย์สูตรของดาว Be เป็นแหล่งกักเก็บสสารที่สามารถสะสมบนดาวนิวตรอนได้ในระหว่าง การผ่านจุดใกล้ที่สุด ของวงโคจร (ระบบส่วนใหญ่ที่รู้จักมีวงโคจรที่เยื้องศูนย์มาก) หรือในระหว่างเหตุการณ์การดีดจานขนาดใหญ่ สถานการณ์นี้ทำให้เกิดการระเบิดของรังสีเอ็กซ์เป็นชุดๆ โดยมีความสว่างของรังสีเอ็กซ์โดยทั่วไป L   =  10 ³⁶ –10 ³⁷ erg /s เว้นระยะห่างตามคาบวงโคจร บวกกับการระเบิดขนาดใหญ่ที่ไม่บ่อยนักซึ่งมีระยะเวลาและความสว่างมากกว่า^{[ 24 ]} 

การสำรวจติดตาม SMC ที่ดำเนินการด้วยRossi X-ray Timing Explorer (RXTE) ของ NASA ^{[ 25 ]}พบพัลซาร์รังสีเอ็กซ์ที่ระเบิดด้วยพลังงานมากกว่า 10 ³⁶  erg/s และนับได้ 50 ตัวภายในสิ้นปี 2551 ภารกิจ ROSAT และ ASCA ตรวจพบแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์แบบจุดที่จางมาก^{[ 26 ]}แต่ความไม่แน่นอนของตำแหน่งโดยทั่วไปทำให้การระบุทำได้ยาก การศึกษาล่าสุดโดยใช้ XMM-Newton ^{[ 27 ]}และ Chandra ^{[ 28 ]}ได้จัดทำแคตตาล็อกแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์หลายร้อยแหล่งในทิศทางของ SMC ซึ่งอาจถือได้ว่าครึ่งหนึ่งเป็น HMXB ที่น่าจะเป็นไปได้ และส่วนที่เหลือเป็นส่วนผสมของดาวฤกษ์เบื้องหน้าและ AGN เบื้องหลัง

ไม่พบรังสีเอ็กซ์ที่สูงกว่าระดับพื้นหลังจากเมฆแมเจลแลนระหว่างการบินของNike-Tomahawk เมื่อวันที่ 20 กันยายน 1966 ^{[ 29 ]}การสังเกตการณ์ด้วยบอลลูนจากมิลดูรา ประเทศออสเตรเลีย เมื่อวันที่ 24 ตุลาคม 1967 ของ SMC ได้กำหนดขีดจำกัดบนของการตรวจจับรังสีเอ็กซ์^{[ 30 ]}เครื่องมือดาราศาสตร์รังสีเอ็กซ์ถูกบรรทุกบน ขีปนาวุธ Thorที่ปล่อยจากเกาะจอห์นสตันเมื่อวันที่ 24 กันยายน 1970 เวลา 12:54 UTC สำหรับระดับความสูงเหนือ 300  กม. เพื่อค้นหาเมฆแมเจลแลนขนาดเล็ก^{[ 31 ]}ตรวจพบ SMC ด้วยความสว่างของรังสีเอ็กซ์ 5 × 10³⁸ เอิร์ก/วินาที ในช่วง 1.5–12 กิโลอิเล็กตรอนโวลต์ และ 2.5 × 10³⁹  erg/s ในช่วง 5–50 keV สำหรับแหล่งกำเนิดที่ขยายออกไปอย่างเห็นได้ชัด ^{[ 31 ]}

แคตตา ล็อก Uhuru ฉบับที่สี่ ระบุแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ในช่วงต้นภายในกลุ่มดาวTucana : 4U 0115-73 (3U 0115-73, 2A 0116-737, SMC X-1) ^{[ 32 ]} Uhuru สังเกตการณ์ SMC ในวันที่ 1, 12, 13, 16 และ 17 มกราคม พ.ศ. 2514 และตรวจพบแหล่งกำเนิดหนึ่งแหล่งที่ตั้งอยู่ที่ 01149-7342 ซึ่งต่อมาได้รับการกำหนดให้เป็น SMC X-1 ^{[ 33 ]}นอกจากนี้ยังได้รับข้อมูลการนับรังสีเอ็กซ์บางส่วนในวันที่ 14, 15, 18 และ 19 มกราคม พ.ศ. 2514 ^{[ 34 ]} แคตตาล็อก Ariel 5 ฉบับ ที่สาม(3A) ยังมีแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ในช่วงต้นนี้ภายใน Tucana: 3A 0116-736 (2A 0116-737, SMC X-1) ^{[ 35 ]} SMC X-1 ซึ่งเป็น HMXRB อยู่ที่ J2000 ไรต์แอสเซนชัน ( RA) 01 ^{ชั่วโมง} 15 นาที 14 ^{วินาที}เด^คลิเนชัน (Dec) −73 ° 42 ′ 22 ″  

ตรวจพบแหล่งที่มาเพิ่มเติมอีกสองแหล่งและระบุไว้ใน 3A ได้แก่ SMC X-2 ที่ 3A 0042-738 และ SMC X-3 ที่ 3A 0049-726 ^{[ 35 ]}

นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ DS Mathewson, VL Ford และ N. Visvanathan ได้เสนอว่า SMC อาจจะถูกแบ่งออกเป็นสองส่วน โดยมีส่วนเล็กกว่าของกาแล็กซีนี้อยู่ด้านหลังส่วนหลักของ SMC (เมื่อมองจากมุมมองของโลก) และแยกจากกันประมาณ 30,000 ปีแสง พวกเขาเสนอว่าสาเหตุนี้เกิดจากการปฏิสัมพันธ์ในอดีตกับ LMC ที่ทำให้ SMC แยกออก และทั้งสองส่วนยังคงเคลื่อนที่ออกจากกัน พวกเขาเรียกส่วนที่เหลือเล็ก ๆ นี้ว่า เมฆแมเจลแลนขนาดเล็ก^{[ 36 ] [ 37 ]}

ในปี 2023 มีรายงานว่า SMC เป็นโครงสร้างที่แยกจากกัน 2 โครงสร้าง โดยมีองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์และก๊าซที่แตกต่างกัน โดยมีระยะห่างกันประมาณ 5 กิโลพาร์เซก^{[ 38 ]}

• วัตถุต่างๆ ภายในเมฆแมเจลแลนเล็ก:
  • เอ็นจีซี 121
  • NGC 265
  • เอ็นจีซี 290
  • NGC 346
  • NGC 602

• ข้อมูลจากฐานข้อมูลนอกกาแล็กซีของ NASA เกี่ยวกับ SMC
• รายการ SEDS บน SMC
• SMC ที่ ESA/Hubble ; เก็บถาวรเมื่อ 27 กันยายน 2007 ที่Wayback Machine
• ภาพดาราศาสตร์ประจำวัน 2010 7 มกราคมหางของเมฆแมเจลแลนเล็ก - คาดว่าถูกดึงออกจากกาแล็กซีด้วยแรงโน้มถ่วง หางนี้ส่วนใหญ่ประกอบด้วยแก๊ส ฝุ่น และดาวฤกษ์ที่เพิ่งก่อตัวขึ้น