Člen Místní skupiny galaxií ležící na jihovýchodním okraji souhvězdí, vzdálený 21 stupňů na západ od Velkého Magellanova mraku. Ve srovnání s ním má na obloze asi poloviční velikost, přesto je během dobré noci snadno viditelný i pouhým okem jako oddělený kousek Mléčné cesty o průměru asi 3 a půl stupně, navíc s jasnou kulovou hvězdokupou 47 tucanae po boku. Postupně se zjasňuje k nepatrně jasnějšímu centru, jehož nejvyšší plošná jasnost je o magnitudu slabší než příčka LMC. Pouhým okem v něm už nic zajímavého neuvidíme, avšak triedry má SMC mírně nepravidelný tvar, s hlavní osou velikosti jedné třetiny spojnice hvězd β Malého vodního hada a κ Tucanae. V jeho severní části upoutá kulová hvězdokupa NGC 362 celkové jasnosti 6,6m (ve skutečnosti leží v naší Galaxii ve vzdálenosti 29 000 světelných let) a v centru jasná mlhovina NGC 346 srovnatelná s Trifid, navíc ozdobena řadou jiskřících hvězd.

SMC od nás dělí 210 000 světelných let, jeho skutečný rozměr dosahuje 30 000 světelných let a absolutní magnituda -16,2. Ve struktuře mraku se ukazuje jasná podlouhlá oblast, ze které vybíhá směrem k LMC slabší výběžek. Ten by mohl být jeho jediným, slabě vyvinutým spirálovým ramenem. V infračerveném světle má mrak bezštruktúrny, elipsoidní tvar, jaký je charakteristický pro trpasličí eliptické galaxie. I v jeho složení převládají objekty hvězdné populace I, ne však v takovém bohatém zastoupení a s takovou vysokou svítivostí jako v LMC. Mezihvězdného vodíku je však v SMC mnohem více, až 32%.

To, že rozměry tohoto mraku jsou velmi malé v poměru k jeho vzdálenosti a že vzdálenosti jeho jednotlivých hvězd od nás lze považovat za stejné, sehrál SMC v minulosti zásadní roli při určování svítivosti různých typů hvězd: pozorovaný rozdíl zdánlivých jasností jeho hvězd je současně rozdílem jejich absolutních jasností. Na základě pozorování delta cefeidy v SMC objevila v roce 1912 Henrieta Leavittová velmi důležitý vztah mezi periodou delta cefeidy a jejich absolutní jasností, tzv. vztah perioda-svítivost. Cefeidy se tak vzápětí staly důležitým měřítkem vesmírných vzdáleností. Magellanovy oblaky jsou k nám 10krát blíže než Velká mlhovina v Andromedě a jejich výzkum je významný zejména z hlediska poznání jednotlivých soustav. Jejich jednotlivé objekty lze zkoumat do takových podrobností jako objekty Galaxie, navíc tyto mraky jsou od nás přiměřeně vzdáleny, takže je na rozdíl od naší Galaxie lze pozorovat celé. Například pomocí 4-metrového dalekohledu na observatoři Cerro Tololo Inter-American Observatory v Chile lze magellanovy oblaky zkoumat tak podrobně, jak by se dala zkoumat Velká mlhovina v Andromedě až 40-metrovým dalekohledem.

Vzdálenost mezi LMC a SMC je přibližně 70 000 tisíc světelných let. Magellanovy oblaky tvoří těsnou dvojici galaxií, která je ve vzájemné interakci. Obě jsou satelity naší Galaxie a tvoří s ní trojitou skupinu galaxií. Je pravděpodobné, že mraky obíhají kolem společného těžiště a spolu i kolem naší Galaxie. Tato trojice je podle některých teorií jádrem hypergalaxie, obklopeným větším počtem blízkých trpasličích eliptických galaxií. Z rádiových zdrojů vyplývá, že oba mraky mají společný obal neutrálního vodíku. Fotometrie Mléčné cesty současně naznačuje, že mraky jsou spojeny i s naší Galaxií "mostem" sestávajícím z vodíku a hvězd. Tento náznak v roce 1973 podepřeli rádiové pozorování neutrálního vodíku, kterým se dokázala existence tzv. Magellanova proudu směřujícího z Magellanových mraků k naší Galaxii v důsledku jejího gravitace.

400/500mm - 18" (7/6/02 - 7/10/02 - Magellan Observatory): Během týdenního pobytu jsem prošel nejvýznamnějšími klastery a mlhovinami v SMC pomocí vidlice 18" v observatoři Zanea Hammonda.

Naked-eye - (6/29/02 - Bargo): toto číslo se vztahuje na celou SMC. Můj první pohled na SMC byl mimo Sydney s Lesem Dalrymplem. Poznámky k pozorování (přes 12") jsem si udělal pouze na SMC kulovou hvězdokupu NGC 121 a nedaleký klast Kron 3, stejně jako na 47 Tucanae.