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  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瞭解恆星形成的歷史。

  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。許多模型的預測匯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。有些模型匯出不需要旋臂的前導,但是它們本身就是有問題的。在1998年,帕克天文臺的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絡,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。

  最新的模型:
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。