マゼラニックストリーム
1980年以後各種のマゼラニックストリーム形成モデルが提示されてきた。まずコンピュータの性能向上によりモデルは単純化・非自己重力化・非粒子化に向かった。ほとんどのモデルがマゼラン雲に至る浮遊物を予測してみせたが(これらのモデルは潮汐力モデルであり、地球の潮汐のように逆向きの2方向に物質が引っ張られる)、実際に2方向に伸びた様子は観測されなかった。そこで腕を伸ばさないモデルがいくつか残ったが、これはモデル自体に問題があった。1988年にパークス天文台のHIPASSチームが実施した全天掃天の結果からPutmanらは、マゼラン雲に至る高速度雲の質量成分が実際にマゼラン雲の重力の影響下にあることを明らかにした。これで銀河ハローに立ち上るガス(Leading Arm Feature)の存在は裏付けられた。さらに1998年にはLuほかが、2000年にはGibsonらがマゼラニックストリームとマゼラン雲の化学組成の類似性を確認した。
以来ガス(Leading Arm Feature)の存在を前提にした新しいモデルが現れるたびに、モデルは徐々に洗練の度を高めた。モデルの多くが重力を援用し潮汐場を土台に(一部のモデルではラム圧による粒子のはぎ取りを形成機構に借用し)、次第に銀河系の銀河ハローからのドラッグ・ガスの動力学・星形成・化学物質の成長をモデルに盛り込むようになった。潮汐力が大きく影響するのは小マゼラン雲であると考えられるが、その理由は質量が小さく固有の重力が小さいためであり、ラム圧によるはぎ取りが大きく影響するのは、多量のガスがある大マゼラン雲であると考えられている。
discovery: Wannier, P.; Wrixon, G. T. (1972). “An Unusual High-Velocity Hydrogen Feature”. ApJ 173: L119 – L123. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1972ApJ...173L.119W.
MC connection made: Mathewson, D. S.; Cleary, M. N.; Murray, J. D. (1974). “The Magellanic stream”. ApJ 190: 291 – 296. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1974ApJ...190..291M.
initial modelling: Murai, T.; Fujimoto, M. (1980). “The Magellanic Stream and the Galaxy with a Massive Halo”. PASJ 32: 581 – 604. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1980PASJ...32..581M.
LAF discovery: Putman, M. E et al. (1998). “Tidal disruption of the Magellanic Clouds by the Milky Way.”. Nature 394: 752. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1998Natur.394..