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'''マゼラニックストリーム''' ''Magellanic Stream'' は[[:en:Magellanic Clouds|大小マゼラン雲]]の近くに広がる[[21cm線|中性水素（HI）]]のガスである。[[1972年]]にWamnierとWrixonが発見し、[[1974年]]にはMathewsonらがその成因にマゼラン雲との関係を見出した。これに先立ち[[1965年]]には異常な[[視線速度]]をもつガス[[星雲]]がこの領域に存在することが知られていたが、ガスの位置と広がりは正確に把握できず、マゼラン雲との関係も不明であった。その後の観測でわかったガスは大変長く（地上観測で100[[度 (角度) |度]]ほどあるらしい）、その形状は銀河系などと比較するとかなり直線状である。この領域としては視線速度差が異常に大きく、周辺銀河の視線速度パターンに同期するものではない。[[高速度雲]]（HVC）としては古典的な例である。
 
[[:en:Hierarchical Clustering (astronomy)|階層型クラスタリング]]研究からわかるのは、小宇宙が長い時間をかけてより小さな小宇宙の衝突により形成されたことである。このような衝突･合体の副産物としてもっともよく知られ研究されてきたのがマゼラニックストリームである。
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*{{cite paper | author=Connors, Tim W.; Kawata, Daisuke; Gibson, Brad K. | title=N-body simulations of the Magellanic Stream | date=2005 | url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0508390}}
 
{{DEFAULTSORT:まぜせらにつくすとりーむ}}
{{Astro-stub}}
[[Category:銀河]]
[[Category:星雲]]
 
<!-- en:Magellanic Stream; 19:26, 3 August 2007 edition -->
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