麥哲倫星流是 Wannier 和 Wrixon 在 1972 年發現，鄰近麥哲倫雲的中性氫 (HI) 氣體，並且在 1974 年由 Mathewson 等人建立起與麥哲倫雲的關聯。在這之前，1965 年就已經知道在這個區域內有速度異常的氣體雲存在，但是並未描繪出圖形，也不知道與麥哲倫雲的關係。這些氣體看起來很長 (至少跨越天空 180 度 － 在 5,500 秒差距的距離上相當於 180,000 秒差距的長度)、很直，並且高度偏極化 (與銀河系比較)。相對於本星系群靜止標準的速度變化非常大 (從 - 400 公里 / 秒至 +400 公里 / 秒) ，與星系中其他的速度模式都不一樣 － 現在稱為高速雲。

 階層式叢集告訴我們星系是由由更小的星系經過撞擊逐漸建立起來的。這些撞擊迄今仍在進行中，銀河系也仍在吞噬著它較小的鄰居。這些合併中，最著名與被研究得最透徹的就是麥哲倫星流.



觀測

由於緊鄰著麥哲倫雲，並且有能力足以分辨出每顆星各自的視差，觀測上可以充分的得到這兩個星雲的 6 維相位空間資訊 (從切線速度所得到的誤差很大)，使我們能推算它們過去可能的軌道 (用了大量的假設，例如這 3 個星系的形狀和質量，和運動物體之間自然的動態摩擦)。對每一顆恆星獨立的觀察讓我們了解恆星形成的歷史。



模型

從 1980 年就開始建立麥哲倫星流的模型。起初，受限於電腦的能力，模型非常簡單：既沒有自身的引力，也只有少量的質點。許多模型的預測導出了麥哲倫雲的特徵 (它們都是潮汐模型，就像地球的潮汐，模型預測兩個方向相反的力，使物質受到拉扯)，但是在觀測上都未見到。有些模型導出不需要旋臂的前導，但是它們本身就是有問題的。在 1998 年，帕克天文台的 HIPASS 小組進行了全天空的巡天觀測，隨後發現大量的高速雲引領著麥哲倫雲，並且有著實質上的聯繫，而且，盧等人在 1998 年，吉普生等人在 2000 年確定了星流和麥哲倫雲的化學性質是相似的，因此前導旋臂的特徵最後終於得到確認。

從此之後新建立的模型都必須確定前導旋臂的特點，並且也越來越趨於成熟 (接近事實)，許多都加入了引力和潮汐力 (有些是依賴衝壓力作為塑造剝離的機制)，並且有越來越多的模型加入銀河系暈的阻力、氣體動力學、恆星的型成和化學的演化。而因為小麥哲倫星系的低質量和低引力束縛，一般認為它在衝壓力下受到潮汐效應的影響會比大麥哲倫星系更大，因此是星流內氣體較主要的來源。



相關條目


* 星際雲



參考資料


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最新的模型：


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