麥哲倫星流

麦哲伦星流是Wannier和Wrixon在1972年发现，邻近麦哲伦云的中性氢 (HI) 气体，并且在1974年由Mathewson 等人建立起与麦哲伦云的关联。在这之前，1965年就已经知道在这个区域内有速度异常的气体云存在，但是并未描绘出图形，也不知道与麦哲伦云的关系。这些气体看起来很长(至少跨越天空180度 － 在5,500秒差距的距离上相当于180,000秒差距的长度)、很直，并且高度偏极化 (与银河系比较)。相对于本星系群静止标准的速度变化非常大(从-400公里/秒至+400公里/秒) ，与星系中其他的速度模式都不一样－ 现在称为高速云。
阶层式丛集告诉我们星系是由由更小的星系经过撞击逐渐建立起来的。这些撞击迄今仍在进行中，银河系也仍在吞噬着它较小的邻居。这些合并中，最著名与被研究得最透彻的就是麦哲伦星流.

观测

由于紧邻著麦哲伦云，并且有能力足以分辨出每颗星各自的视差，观测上可以充分的得到这两个星云的6维相位空间资讯 (从切线速度所得到的误差很大)，使我们能推算它们过去可能的轨道(用了大量的假设，例如这3个星系的形状和质量，和运动物体之间自然的动态摩擦)。对每一颗恒星独立的观察让我们了解恒星形成的历史。

模型

从1980年就开始建立麦哲伦星流的模型。起初，受限于电脑的能力，模型非常简单：既没有自身的引力，也只有少量的质点。许多模型的预测导出了麦哲伦云的特征(它们都是潮汐模型，就像地球的潮汐，模型预测两个方向相反的力，使物质受到拉扯)，但是在观测上都未见到。有些模型导出不需要旋臂的前导，但是它们本身就是有问题的。在1998年，帕克天文台的HIPASS小组进行了全天空的巡天观测，随后发现大量的高速云引领着麦哲伦云，并且有着实质上的联系，而且，卢等人在1998年，吉普生等人在2000年确定了星流和麦哲伦云的化学性质是相似的，因此前导旋臂的特征最后终于得到确认。
从此之后新建立的模型都必须确定前导旋臂的特点，并且也越来越趋于成熟(接近事实)，许多都加入了引力和潮汐力(有些是依赖冲压力作为塑造剥离的机制)，并且有越来越多的模型加入银河系晕的阻力、气体动力学、恒星的型成和化学的演化。而因为小麦哲伦星系的低质量和低引力束缚，一般认为它在冲压力下受到潮汐效应的影响会比大麦哲伦星系更大，因此是星流内气体较主要的来源。