大マゼラン雲
大マゼラン雲までの距離は様々な標準光源によって計算されており、中でもセファイド型変光星を用いるものが一般的である。セファイド型変光星は、平均光度と変光周期との間に「周期-光度関係」と呼ばれる一定の関係を持つことが知られている。しかしながら、セファイド型変光星は金属量の影響も受けており、金属量が異なるセファイド型変光星は周期-光度関係も異なる。残念なことに、周期-光度関係の較正に用いられる天の川銀河内の典型的なセファイド型変光星は、大マゼラン雲に見られるセファイド型変光星よりも金属量に富んでいる。
2006年には、M106内の様々な金属量のセファイド型変光星を用いて、絶対光度が再較正された。この改良された較正値を用いた研究では、距離係数 ( m − M ) 0 = {\displaystyle (m-M)_{0}=} 18.41、または48kpc(約157,000光年)という結果が出ている。この距離は、他の著者によっても確認されている。
異なる測定方法を相互相関させることで距離を限定することができる。現在の残差は、大マゼラン雲の推定サイズよりも小さい。現代の8メートル級光学望遠鏡は、局所銀河群の至る所で食変光星を発見してきた。これらの星系のパラメータは、質量や組成の仮定なしに測定が可能である。また、超新星SN 1987Aの光エコーは、任意の恒星モデルや仮定を必要としない幾何学的測定値である。
2013年3月のネイチャー誌に、距離をより正確に決定するために赤色巨星によって構成される長周期の食変光星を使用した研究の結果が掲載された。この研究結果では、誤差2.2%の精度で 49.97kpc(163,000光年)という距離が得られている。
Sm 型の棒渦巻銀河とされるが、Irr-I 型の不規則銀河に分類されることもある。小マゼラン雲とともに天の川銀河の伴銀河となっており、アンドロメダ銀河などとともに局所銀河群を構成している。南天にあるため、沖ノ鳥島などのごく一部を除いて日本からは見ることはできない。南半球では、かじき座とテーブルさん座にまたがるぼんやりとした雲のように見える。太陽系からおよそ16万光年(5万パーセク)の距離に位置し、質量は銀河系の10分の1程度、直径は銀河系の20分の1程度の矮小銀河であり、局所銀河群の中ではアンドロメダ銀河 (M31)・銀河系・さんかく座銀河 (M33) に次ぐ4番目に大きなメンバーである。形態は不規則銀河であるが、わずかに棒構造や渦巻構造の痕跡が見られる。このことから、かつては棒渦巻銀河であったものが、天の川銀河との相互作用によって変形を受けて現在の形状になったと考える研究者もいる。将来的には天の川銀河から離れていくと考えられているが、逆に今後20億年以内に天の川銀河と衝突合体するとする説もある。
ハッブル宇宙望遠鏡を使って7年間の観測を行った結果、大マゼラン雲の回転速度が正確に測定され、その中央部は2億5000万年で一回転していることがわかった。
大マゼラン雲には、局所銀河群の銀河の中でも最も活発なスターバースト領域である散光星雲のタランチュラ星雲 (NGC 2070) や、1987年に出現し、宇宙ニュートリノが検出された超新星 SN 1987Aが存在する。