Le Ruisseau Magellanique (RM) est constitué de six groupuscules de HI
distribués longitudinalement sur un arc de cercle couvrant 100 
sur
le ciel depuis les deux NM (figure 
). Quoique leur
distance soit inconnue, on sait que ces groupuscules chutent vers la
Voie lactée avec des vitesses différentes et graduellement plus grandes
vers la queue. Des mesures de mouvement propre du GNM (Jones et
al. 1994) montrent que le RM traîne bel et bien derrière les
NM. Cependant, des mesures récentes par Anguita (1998) donnent une
direction différente du mouvement propre des NM. Jusqu'ici, aucune
contrepartie stellaire n'a été observée, le RM est essentiellement
constitué de gaz HI.
Deux théories s'affrontent pour expliquer l'origine du RM. D'un côté, le modèle de marée (Murai et Fugimoto 1980, Gardiner et Noguchi 1996), de l'autre, celui de freinage par pression gazeuse dans le halo de la Voie lactée (Moore & Davis, 1994). Actuellement, c'est le modèle plus classique de l'effet de marée qui remporte les faveurs populaires.
Faisons d'abord état du modèle le mieux accepté. L'effet de marée est la
manifestation de l'unique force gravitationnelle appliquée à un corps
souple. Le problème est donc le même que ce que Toomre et Toomre (1972)
et Barnes & Hernquist (1996) ont étudié dans leurs simulations de
collisions entre galaxies. Ici, les NM évoluant dans un système binaire
assez lâche, se seraient approchés de la Voie lactée. Hors, dans ce
genre de rencontre galactique, il est coutume qu'un bras et une queue de
matière se forment autour d'un des acteurs. Le RM semble exactement être
une telle structure, soit une queue vieille de 1.5x10 années
s'étirant derrière les NM, voir figure . Mais où se
trouve donc le bras que les précède? Gardiner et Noguchi désignent de
plus petits nuages de HI formant un L en aval des NM. Ce modèle a
l'avantage de reproduire assez bien (en choisissant les bons paramètres
initiaux) la morphologie du RM et la vitesse observée des
groupuscules. Du même souffle, le pont de matière qui unit le PNM au GNM
trouve également sa réponse dans ce modèle.
Cependant, et c'est là le point faible de l'effet de marée, on explique mal l'apparente absence de contrepartie stellaire dans le RM, puisque même les modèles de Gardiner et Noguchi associent l'origine du RM au disque du PNM, là où il y a présumément des étoiles. Kunkel (1979), propose que les effets de marée aient davantage influencé le halo gazeux que le disque stellaire. D'après lui, la contrepartie stellaire du RM ne devrait même pas être superposée au gaz.
Une explication plus intuitive est présentée par Moore et Davis
(1994). Selon eux, les NM liés gravitationnellement en un système
binaire auraient traversé le disque galactique il y a 500 millions
d'années et la pression gazeuse du disque et du halo de la Voie lactée
auraient freiné une partie du gaz contenu dans les NM, voir figure . La vitesse
radiale du RM, l'absence de contrepartie stellaire et, récemment,
l'observation d'une faible émission H sur la partie avant de
trois groupuscules du RM (Weiner et Williams 1996) militent en faveur de
cette théorie. Toutefois, elle ne rend pas compte de l'existence du pont
de matière entre les NM, et surtout, elle requiert l'hypothétique
présence d'hydrogène ionisé dans un halo entourant la Voie lactée.
Figure: Modèle de formation du Ruisseau magellanique par
freinage par pression gazeuse. Le halo de la Voie lactée aurait freiné
le gaz compris dans les NM qui se serait dispersé telle une queue de
comète derrière les deux NM. Moore & Davis (1994), expliquent ainsi
très bien les différentes vitesses radiales des six groupuscules du
RM.