- 質量數值：大麥哲倫星雲的質量約為 1x101? 倍太陽質量，如果算上暗物質則約為 1.38x1011 倍太陽質量。
- 質量測算方法：
- 恆星動力學方法：透過觀測大麥哲倫星雲中恆星的運動速度和分佈，結合牛頓萬有引力定律和開普勒定律，構建動力學模型來推算其質量。若已知恆星的軌道半徑和運動速度，可根據公式m=\\frac{v^{2}r}{G}（其中m是中心天體質量，v是恆星的運動速度，r是軌道半徑，G是引力常量）計算出質量。還可以對星雲中大量恆星的運動進行統計分析，構建更復雜的動力學模型，以考慮恆星之間的相互作用和星雲的整體引力場，從而更精確地估算質量。
- 氣體動力學方法：觀測大麥哲倫星雲中的氣體雲的運動和分佈，根據氣體雲的旋轉速度、擴散速度以及密度分佈等資訊，結合氣體動力學理論和引力理論來推算質量。例如，透過觀測氣體雲的發射線光譜，可以測量出氣體雲的速度，再利用上述公式計算出包含氣體雲的區域的質量，進而估算整個大麥哲倫星雲的質量。
- 引力透鏡效應：根據愛因斯坦的廣義相對論，大質量天體可使時空彎曲，光線經過其附近時會發生彎曲。當背景星系或恆星的光線經過大麥哲倫星雲時，透過觀測光線的彎曲程度和變形情況，結合引力透鏡理論，推算出大麥哲倫星雲的質量分佈和總質量。
- 衛星星系和星流法：大麥哲倫星雲周圍存在一些衛星星系和星流，透過研究它們的運動軌跡和速度，分析大麥哲倫星雲對這些衛星星系和星流的引力作用，進而推算出大麥哲倫星雲的質量。例如，透過觀測衛星星系的軌道週期和軌道半徑，利用開普勒第三定律來計算大麥哲倫星雲的質量。
- 光度法：透過測量大麥哲倫星雲的光度，即它發出的總光量，結合恆星形成率、恆星演化模型以及質光關係等理論，估算出星雲中恆星的總質量，再考慮到星雲內的氣體、塵埃等物質，從而得到大麥哲倫星雲的總質量。
大麥哲倫星雲的形成和演化過程
- 形成過程：
- 宇宙大爆炸初期物質聚集說：宇宙大爆炸之後，物質在引力作用下開始聚集。最初，大麥哲倫星雲可能是由大量的氫、氦以及少量的重元素等原始物質組成的巨大氣體雲。這些物質在自身引力的作用下逐漸坍縮，密度不斷增加，當達到一定條件時，便開始形成恆星，進而逐漸演化成一個獨立的星系。但此過程中具體的細節以及為何形成了不規則矮星系的形態等問題仍待解決。
- 星系相互作用合併說：大麥哲倫星雲可能是由多個較小的星系或氣體雲在漫長的時間裡相互碰撞、合併而成。在合併過程中，不同星系或氣體雲的物質相互混合、重組，恆星形成活動被觸發，最終形成了大麥哲倫星雲。
- 演化過程：
- 早期演化與恆星形成：在形成初期，大麥哲倫星雲內部的氣體雲在引力作用下持續坍縮，密度和溫度不斷升高，當達到核聚變的條件時，恆星開始形成。由於其金屬丰度較低，早期形成的恆星大多是質量較大、壽命較短的恆星，這些大質量恆星在演化過程中會發生超新星爆發，將大量的物質和能量釋放到星雲中，進一步影響了星雲內的物質分佈和恆星形成活動。
- 銀河系引力作用階段：大麥哲倫星雲在演化過程中逐漸靠近銀河系，受到銀河系強大引力的影響。銀河系的潮汐力會從大麥哲倫星雲中剝離部分恆星和星際物質，形成麥哲倫星流等結構。同時，這種引力相互作用也可能會壓縮大麥哲倫星雲內部的氣體雲，促使其進一步坍縮並形成新的恆星，使其恆星形成活動得以持續。
- 未來演化趨勢：根據目前的觀測和研究，大麥哲倫星雲