Журнал естественнонаучных исследований, 2025, № 2

ISSN 2500-0489 
 
ЖУРНАЛ ЕСТЕСТВЕННОНАУЧНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ 
Сетевой научный журнал 
Том 10 ■ 
Выпуск 2 
■ 
2025 
 
Выходит 4 раза в год   
 
 
 
 
 
 
      Издается с 2016 года 
 
 
Свидетельство о регистрации средства 
массовой информации  
Эл № ФС77-61335 от 07.04.2015 г. 
 
Издатель:  
ООО «Научно-издательский центр ИНФРА-М» 
127282, г. Москва, ул. Полярная, д. 31В, стр. 1 
Тел.: (495) 280-15-96 
Факс: (495) 280-36-29 
E-mail: books@infra-m.ru 
http://www.infra-m.ru 
 
Главный редактор: 
Питулько В.М. – доктор геол.-минерал. наук, 
главный научный сотрудник, лаборатория 
геоэкологических проблем природнохозяйственных систем и урбанизированных 
территорий, Санкт-Петербургский научноисследовательский центр экологической 
безопасности Российской академии наук 
(НИЦЭБ РАН), г. Санкт-Петербург  
 
Ответственный редактор:  
Титова Е.Н. 
E-mail: titova_en@infra-m.ru 
 
© ИНФРА-М, 2025 
 
Присланные рукописи не возвращаются.  
Точка 
зрения 
редакции 
может 
не 
совпадать  
с мнением авторов публикуемых материалов.  
Редакция оставляет за собой право самостоятельно 
подбирать к авторским материалам иллюстрации, 
менять заголовки, сокращать тексты и вносить в 
рукописи необходимую стилистическую правку без 
согласования 
с 
авторами. 
Поступившие  
в редакцию материалы будут свидетельствовать о 
согласии авторов принять требования редакции.  
Перепечатка 
материалов 
допускается  
с письменного разрешения редакции.  
При 
цитировании 
ссылка 
на 
журнал 
«Журнал 
естественнонаучных исследований» обязательна.  
Редакция не несет ответственности за содержание 
рекламных материалов.  
 
САЙТ: http://naukaru.ru/ 
E-mail: titova_en@infra-m.ru 
СОДЕРЖАНИЕ 
 
Астрофизика 
Поройков С.Ю. 
Проявления ударных волн вокруг гало галактик – 
спутников и высокоскоростных облаков в короне 
Галактики 
 
Технические науки 
 
Графский О.А., Часовников Д.Р. 
Гиперболический 
параболоид: 
взаимосвязь 
аналитического и конструктивного моделирования  
 
Назарова Ж. А., Бакановский Д.В. 
Возможности применения графического редактора 
«КОМПАС-3D» при изучении дисциплин геометрографического цикла 
 
Никишина И.А. 
Возможности 
системы 
автоматизированного 
проектирования nanoCAD при решении задач 
начертательной геометрии 
 
Базарова Е.В. 
КОМПАС-3D 
как 
инструмент 
визуализации 
решения задач начертательной геометрии 
 
 

Проявления ударных волн вокруг гало галактик – 
спутников и высокоскоростных облаков в короне 
Галактики 
 
Manifestations of shock waves around the halos of 
satellite galaxies and high-velocity clouds in the Galactic 
corona 
 
Поройков С.Ю. 
Канд. физ-мат. наук, Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение 
высшего образования «Московский государственный университет имени М.В. Ломоносова», 
г. Москва 
e-mail: sporoykov@mail.ru 
 
Poroykov S.Yu. 
Candidate of Physical and Mathematical Sciences, Federal State Budgetary Educational Institution 
of Higher Education "Lomonosov Moscow State University", Moscow 
e-mail: sporoykov@mail.ru 
 
Аннотация 
УФ линии поглощения в спектрах квазаров в короне галактики Андромеда показывают,  
что в пределах ≤0,15 Мпк горячий газ (~3∙105 К) содержит динамичную фракцию теплого 
газа (~104 К), связанную с ударными волнами (УВ). УВ формируются вокруг гало галактик – 
спутников размером ≤15 кпк и образуемых ими высокоскоростных облаков размером  
2 – 15 кпк суммарной массой ~7∙109 М○, оседающих в Галактику ~109 лет, покрывая  
до 37% неба. Суммарная мощность УВ ~2∙1042 эрг/с излучается в виде УФ, рентгеновского  
и γ-излучения, а также космических лучей, электроны в которых (≥100 МэВ) тормозит 
магнитное поле МГД турбулентностей УВ 3 – 7 мкГс, образуя ГГЦ синхротронное 
радиоизлучение. Субкосмические лучи (электроны ≤100 кэВ) могут нагревать корональный 
газ (излучающий в области ~0,3 кэВ) и формировать тормозное излучение в области ~30 кэВ. 
Данные виды излучения в эпоху оседания мелких галактик в коронах более крупных  
при z ~ 0,45 ± 0,15 могут вносить вклад в фоновое космическое излучение с суммарной 
плотностью энергии ~10-4 эВ/см3. 
Ключевые слова: короны галактик, высокоскоростные облака, ударные волны в плазме. 
 
Abstract 
UV absorption lines in the spectra of quasars in the corona of the Andromeda galaxy show that 
within ≤0.15 Mpc the hot gas (~3∙105 K) contains a dynamic fraction of warm gas (~104 K) 
associated with shock waves (SW). SW are formed around the halos of satellite galaxies ≤15 kpc in 
size and the high-velocity clouds they form, 2–15 kpc in size, with a total mass of ~7∙109 М○, 
settling into the Galaxy in ~109 years, covering up to 37% of the sky. The total power of the SW of 
~2∙1042 erg/s is emitted in the form of UV, X-ray and gamma radiation, as well as cosmic rays, the 
electrons in which (≥100 MeV) are braked by the magnetic field of MHD turbulences of the SW of 
3 – 7 μG, forming GHz synchrotron radio emission. Subcosmic rays (electrons ≤100 keV) can heat 
the coronal gas (emitting at ~0.3 keV) and form bremsstrahlung in the region of ~30 keV. 
 These types of radiation from the era of settling of small galaxies in the coronas of larger ones  
at z ~ 0.45 ± 0.15 can contribute to the background cosmic radiation with a total energy density  
of ~10-4 eV/cm3 

Keywords: galactic coronas, high-velocity clouds, plasma shock waves. 
Введение 
В короне Галактики (КГ) присутствуют галактики – спутники, как карликовые галактики 
массой ≤107 М○ (М○ – масса Солнца) [1, с. 389], так и средние галактики массой до ≤1010 М○ 
суммарной массой ~2∙1010 М○ [2, с. 1224], которые постепенно разрушаются в 
межгалактической среде материнской Галактики [3]. Разрушение галактик – спутников 
происходит за счет приливных сил и может коррелировать со вспышками звездообразования, 
приводящими к образованию звездных потоков [4]. По состоянию на 2023 г. в КГ выявлено 
ок. 60 карликовых галактик и более 30 звездных потоков. В звездных потоках 104 – 108 звезд 
[5]. 
Газ в гало галактик – спутников формирует высокоскоростные облака (ВСО) атомарного 
водорода (проявляющиеся в радиолинии водорода 21 см) суммарной массой ~7∙109 М○ [6] 
размером 2 – 15 кпк, движущиеся со скоростью v ~ 90 ± 20 км/с [6]; [7], сравнимой со 
скоростью звука в корональном газе а ~ 70 км/с (§ 1), чему соответствует число  
Маха М = v/а ~ 1, при котором аэродинамическое сопротивление максимально, что 
обусловлено переходом к турбулентному режиму течения [1, с. 165], т.е. ударные волны 
ВСО в корональном газе могут порождать турбулентности. 
Турбулентности также могут возникать в «хвосте» ударных волн, образующихся вокруг 
газовых гало (корон) галактик – спутников, движущихся в газе КГ. Кинетическая энергия 
магнитодинамических (МГД) турбулентностей трансформируется в энергию магнитного 
поля (МП) с индукцией 3 – 7 мкГс (§ 1). 
Рассеяние электронов космических лучей (КЛ) МП МГД-турбулентностей может 
генерировать синхротронное радиоизлучение в области максимума спектра 0,25 – 0,6 ГГц 
(0,5 – 1 м). Сравнимые параметры 0,1 – 1 ГГц имеет синхротронное радиоизлучение 
протяженных источников в радио-гало масштаба ~2 Мпк [8], обусловленное торможением 
релятивистских электронов в МП ~1 мкГс [9] (§ 1). 
Ударные волны в КГ также связываются с остатками сверхновых, присутствие которых 
обосновывается присутствием в межгалактическом газе тяжелых элементов (ТЭ) [10]. 
Вместе с тем, источником ТЭ в КГ также могут являться планетарные туманности, 
возникающие в процессе эволюции звезд массой 0,8 – 5 М○. Так, старые звезды и 
планетарные 
туманности 
относятся 
к 
типичному 
населению 
гало 
[1, 
с. 
387]. 
Микролинзирование выявило в КГ объекты массой 0,15 – 0,9 М○ [11], что соответствует 
массе старых звезд низкой светимости, включая красные карлики массой 0,15 – 0,5 М○ и 
белые карлики массой 0,6 – 0,9 М○ суммарной массой ~1011 М○ [12], что позволяет 
объяснить обилие ТЭ в КГ (§ 6). 
Исходя из суммарной массы ВСО ~7∙109 М○ [6] при их оседании в Галактику может 
выделяться значительная гравитационная энергия ~1060 эрг, трансформирующаяся в 
энергию 
ударных 
волн. 
Ударные 
волны 
ВСО 
в 
КГ 
могут 
ускорять 
КЛ  
мощностью ~2∙1042 эрг/с, а также субкосмические лучи ≤100 кэВ мощностью ~1042 эрг/с, 
способные нагревать газ в КГ, образующий тепловой спектр излучения в области ~0,3 кэВ, 
 а также формировать тормозное излучение (электронов) с экстремумом в области ~30 кэВ  
(§ 8). 
Ударные волны ВСО в КГ могут ускорять КЛ, проявляющиеся в синхротронном 
радиоизлучении, и формировать широкий спектр излучения от оптического до γ-диапазона. 
Мощности излучения ударных волн в КГ достаточно для формирования фонового 
космического излучения (ФКИ) в соответствующих диапазонах. Так, оседание небольших 
галактик в коронах более крупных может коррелировать с формированием скоплений 
галактик в эпоху z ≤ 1, что совпадает с разогревом электронного газа в КГ при z ≤ 1, 
проявляющимся в эффекте Зельдовича – Сюняева. При этом излучение КГ в пределах 
красного 
смещения 
z 
≥ 
0,3 
способно 
формировать 
изотропное 
излучение,  
присущее ФКИ [12] (§ 9). 

Излучение теплого газа (~104 К) в области ударных волн в КГ в эпоху оседания мелких 
галактик в коронах более крупных при z ~ 0,45 может вносить вклад в ФКИ в УФ диапазоне 
с плотностью энергии ~10-4 эВ/см3. Ударные волны ВСО в КГ, ускоряющие КЛ, 
тормозимые МП, могут формировать радиоизлучение в области ≥0,7 м с плотностью  
энергии ~10-7 эВ/см3; при рассеянии КЛ частицами межгалактического газа КГ – 
рентгеновское излучение с плотностью энергии ~3∙10-5 эВ/см3 и γ-излучение с плотностью 
энергии ~10-5 эВ/см3 (§ 9). 
 
1. Магнитное поле МГД-турбулентностей в космической плазме 
МП галактик (проявляющееся в синхротронном излучении) связано с динамикой 
межзвездного газа [13, с. 681] и ударными волнами в нем [13, с. 682]. В межгалактической 
среде 
наблюдаются 
источники 
синхротронного 
радиоизлучения, 
обусловленные 
турбулентными процессами и ударными волнами, возникающими в космической плазме. 
Например, обнаружено синхротронное радиоизлучение на частоте 0,14 ГГц от полосы 
межгалактической плазмы (радио-гребня) плотностью ~3∙10-3 см-3 в МП ~10-6 Гс между 
двумя 
сближающимися 
скоплениями 
галактик 
Abell 
0399 
и 
Abell 
0401,  
которые разделяют 3 Мпк [9]. 
В скоплении галактик Abell 523 находится протяженный диффузный синхротронный 
источник размером ~1,8 Мпк, излучающий в области 0,14 – 1,4 ГГц, классифицируемый как 
радио-гало. Наиболее мощные и протяженные радио-гало находятся в массивных и ярких 
рентгеновских скоплениях и демонстрируют корреляцию между излучением радио-гало, а 
также рентгеновской светимостью внутрикластерной среды и массой скопления галактик [8]. 
По современным представлениям формирование радио-гало скоплений галактик 
обусловлено турбулентными процессами и ударными волнами, возникающими в 
межгалактической плазме при слиянии скоплений галактик [8]. Синхротронное излучение 
обусловлено 
торможением 
релятивистских 
электронов 
в МП 
источников 
внутри 
межгалактической плазмы. 
В процессе самоорганизации в плазме с магнитодинамической (МГД) турбулентностью 
генерируется МП, вмороженное с поток газа, что объясняется теорией Тейлора. В идеальной 
сверхпроводящей плазме сохраняются энергия и спиральность МП; топология магнитных 
силовых линий может изменяться в процессе их пересоединения [14, с. 168], ускоряющего 
космические лучи (КЛ) [13, с. 474]. 
МГД течения характерны для космической плазмы (в т.ч. межгалактической). Как МГД 
турбулентность плазмы можно рассматривать движение межзвездных облаков и остатки 
оболочек 
сверхновых 
[14, 
с. 
184]. 
В 
разреженной 
плазме 
распространяются 
бесстолкновительные ударные волны; такая плазма избавляется от неравновесности путем 
возбуждения электромагнитных колебаний и волн, что приводит тому, что мощность 
излучения космических объектов, содержащих бесстолкновительную плазму, намного 
превосходит 
мощность 
равновесного 
излучения; 
кроме 
того, 
плазма 
становится 
турбулентной [13, с. 470]. 
Скорость движения ВСО в КГ v ~ 90 ± 20 км/с [6]; [7] сравнима со скоростью звука  
а ~ 70 км/с (1) в корональном газе, чему соответствует число Маха М = v/а ~ 1. Сравнимая 
скорость ~100 км/с у ударных волн старых остатков вспышек сверхновых (ОВС). При М ~ 1 
аэродинамическое сопротивление максимально (волновой кризис), что обусловлено 
переходом от ламинарного режима обтекания к турбулентному [1, с. 165], т.е. ударные волны 
ВСО и ОВС в корональном газе могут порождать турбулентности, в которых возникает 
МП. 
Скорость звука в газе а = (γр/ρ)1/2 обусловлена его плотностью ρ и давлением  
р [15, с. 546]. С учетом уравнения состояния идеального газа р = nkТ [1, с. 377] скорость 
звука в водороде (ρ = nmp) представима в виде: 
а = (γkТ/mp)1/2,                                                            (1) 

где γ – показатель адиабаты; k – постоянная Больцмана; Т – температура газа; mp – масса 
протона. 
Для одноатомного газа (ионизованного водорода) γ = 5/3 [1, с. 25]. В КГ температура газа 
Т ~ 5∙105 К [2, с. 1217]; [16, с. 101]. Скорость звука в корональном газе а ≈ 70 км/с. 
Оценим МП, образуемое в оболочке ВСО при оседании в Галактику. В турбулентностях 
плазмы плотность энергии МП ωм = В2/2μо сравнима с плотностью кинетической энергии 
ионизованного газа ε = ρv2/2 [14, с. 177]. В общем случае, с учетом аэродинамического 
сопротивления среды ε = каρv2/2. С учетом ρ = nmp плотность энергии МП в оболочке ВСО: 
ωм = каnmpv2/2,                                                            (2) 
где v – скорость газа; ка – коэффициент аэродинамического сопротивления. 
При М ~ 1 аэродинамическое сопротивление максимально [1, с. 165], чему для ударной 
волны может соответствовать ка ~ 2 [17, с. 12]. 
В КГ n ~ 3∙10-3 см-3 [2, с. 1217]; [16, с. 101]. Плотность энергии магнитного поля в 
оболочке ВСО ωм ≈ 0,2 – 0,3 эВ/см3. 
Начальная скорость ВСО в период его формирования в окрестности галактики – спутника 
v ≤ 500 км/с [6] может превышать первую космическую скорость для КГ ~300 км/с (§ 7), что 
соответствует числу Маха М = v/а ≤ 6. При высоких числах Маха аэродинамическое 
сопротивление газа снижается [1, с. 165], чему может соответствовать ка ~ 1. Плотность 
энергии магнитного поля в ударной волне вокруг галактики – спутника, а также на 
поверхности ВСО в период их формирования ωм ≈ 0,5 – 0,8 эВ/см3. 
Для сравнения, плотность кинетической энергии турбулентностей межзвездного газа в 
Галактике сравнима с плотностью энергии МП [13, с. 681] и КЛ ~1 эВ/см3 [13, с. 471], что 
сопоставимо по величине. 
Оценим индукцию МП в оболочке ВСО: 
 В = v(каμоmpn)1/2,                                                         (3) 
где μо – магнитная постоянная. 
При v ~ 90 ± 20 км/с [6]; [7]; ка ~ 2; n ~ 3∙10-3 см-3 в КГ магнитное поле в оболочке ВСО  
В ≈ 3 ± 0,6 мкГс, что сравнимо с МП Галактики 2 – 3 мкГс [13, с. 682]; 2,2 ± 0,4 мкГс  
[15, с. 181]. 
Начальная 
скорость 
ВСО 
в 
период 
формирования 
v 
≤ 
500 
км/с 
[6].  
При ка ~ 1 в КГ магнитное поле в ударной волне в окрестности галактики спутника  
В ≈ 7 ± 1 мкГс. 
В 
чрезвычайно 
разреженной 
космической 
плазме 
возможно 
распространение 
бесстолкновительных ударных волн [14, с. 210]. Масштаб ширины бесстолкновительных 
ударных волн: 
d = с/ωл,                                                                   (4) 
где с – скорость света; ωл – плазменная (ленгмюровская) частота [14, с. 210]. 
Частота ленгмюровских волн в плазме: 
ωл = (4πnee2/εоme)1/2,                                                     (5) 
где me, е – масса и заряд электрона; ne – концентрация электронов [1, с. 328];  
εо – электрическая постоянная. 
В КГ n ~ 3∙10-3 см-3 [2, с. 1217]; [16, с. 101]. В ударных волнах в плазме концентрация 
электронов слабо меняется (в отличие от концентрации ионов) [14, с. 209], т.е. ne ≈ n. 
Плазменная частота ωл ≈ 10 кГц. 
Согласно (4) ширина ударных волн в корональном газе d ≈ 30 км. 
Ударные волны в плазме ускоряют КЛ; при этом МП турбулентностей тормозит 
ультрарелятивистские электроны с образованием синхротронного излучения. Частота 
синхротронного излучения: 
νс = (3еН/4πmс)(Е/mс2)2,                                                  (6) 

где Н – напряженность магнитного поля; Е – энергия частиц [15, с. 533]. 
Частота синхротронного излучения в области максимума спектра [15, с. 533]: 
νs = 0,29νс = 4,6∙10-6НЕ2[эВ].                                            (7) 
Энергия КЛ в области максимума энергетического спектра Е ~ 0,4 ± 0,1 ГэВ [13, с. 472], в 
т.ч. ультрарелятивистских электронов [2, с. 1176]. Индукция МП в МГД турбулентностях 
вокруг ВСО В ~ (3 – 7)∙10-6 Гс (3) соответствует напряженности поля Н ~ (3 – 7)∙10-6 Э. 
Частота синхротронного излучения ВСО в области максимума спектра νs ≈ 0,25 – 0,6 ГГц 
соответствует длине волны λ = с/νs ≈ 0,5 – 1 м. Сравнимые параметры имеет синхротронное 
радиоизлучение протяженных источников в радио-гало масштаба ~2 Мпк в диапазоне  
0,1 – 1 ГГц [8] обусловленное торможением релятивистских электронов в МП ~10-6 Гс [9]. 
Оценка (7) соответствует диапазону излучения протяженных радиоисточников в коронах 
радиогалактик 0,1 – 10 ГГц синхротронной природы [15, с. 214], а также связываемого с ним 
ФКИ в области ≥0,5 м [14, с. 336] (§ 9). 
 
1. Высокоскоростные облака в короне Галактики 
Высокоскоростные облака (ВСО) (high-velocity clouds, HVC) – облака теплого газа с 
температурой ~104 К массой ≤107 М○ суммарной массой 7∙107 М○ (без учета Магеллановых 
Облаков) размером 2 – 15 кпк, которые покрывают ~15% небесной сферы (Рис. 1) исходя из 
обзора неба Full Sky HI4PI Survey [7]. Самое крупное газовое облако – Магелланов Поток 
шириной ~10 кпк протяженностью ≤100 кпк имеет массу 7∙108 М○ [18]. 
 
 
Рис. 1. Карта высокоскоростных облаков в короне Млечного Пути 
 
На рис. 1 представлена карта ВСО Галактики [7], основанная на обзоре неба  
Full Sky HI4PI Survey и на данных радиотелескопа Effelsberg. 
По оценке на основе обновленного каталога Galactic All Sky Survey (GASS) суммарная 
масса ВСО достигает Σmv ~ 7∙109 М○ (предполагается, что большинство ВСО рождено 
Магеллановыми облаками) [6]. С учетом мелких облаков ВСО покрывают ок. 37% неба [19]. 
Для сравнения, в соседней галактике М31 (Андромеда) динамичная фракция теплого газа, 
связываемая с ударными волнами (в т.ч. коррелирующая с галактиками – спутниками) 
покрывает значительную часть небесной сферы в пределах радиуса КГ ~0,15 Мпк [10]. 

Облака газа обнаруживаются в радиолинии атомарного водорода 21 см. Ширина 
спектральных линий большинства облаков указывает на их температуру 9000 К; в областях 
конденсаций температура 500 К. Внешняя поверхность ВСО ионизована внешним 
излучением и ударной волной, образующейся при движении в корональном газе. 
Ионизованная компонента газа проявляется в УФ линиях поглощения ионов OVI, SiIV и 
CIV. Поскольку ВСО населяют галактические короны, их оболочки из теплого газа могут 
формировать УФ излучение в окрестности гало. Так, у 30% близких спиральных галактик 
обнаружено протяженное гало УФ излучения на расстояниях до нескольких оптических 
радиусов от центра [20]. 
ВСО движутся по хаотически ориентированным орбитам с лучевой скоростью  
70 – 90 км/с [7]; по другим оценкам 90 – 100 км/с [6], что существенно меньше орбитальной 
скорости в гало (короне) Галактики ~300 км/с (38) и обусловлено торможением встречным 
потоком газа (§ 4). ВСО оседают в диске Галактики, внося вклад в звездообразование [19]. 
ВСО различаются обилием тяжелых элементов. Химический состав некоторых  
ВСО сравним с химическим составим окружающих звезд; облака низкой металличности 
рассматриваются как остатки газа галактик – спутников. 
 
 
Рис. 2. Облако Смита (2008, телескоп Green Bank) 
 
Крупные ВСО часто состоят из множества более мелких комплексов, что иллюстрирует 
рис. 2. На рис. 2 представлено облако Смита размером 3 кпк в длину и 1 кпк в ширину, 
содержащее атомарный водород массой ~106 М○. Данное облако движется со скоростью  
73 ± 26 км/с на удалении 12 ± 1 кпк от Земли; через 30 млн. лет оно столкнется с диском 
Млечного Пути под углом 45°, вызвав всплеск звездообразования [21]. Предполагается, что 
ранее облако Смита уже испытало столкновение с диском Галактики. 
 
3. Вклад высокоскоростных облаков в процесс звездообразования 
Столкновение ВСО с диском Галактики может вызывать всплеск звездообразования [19]; 
[21]. Звездообразование в Галактике носит очаговый характер в пределах областей размером 
0,5 кпк [15, с. 648], сравнимым с размером облака Смита 1 кпк [21] и может быть вызвано 
падением ВСО. 

Соотнесем суммарную массу газа ВСО с массой газа в гало (коронах) галактик – 
спутников и скоростью звездообразования в Галактике. Масса газа в гало галактик – 
спутников: 
ΣМg = Σmvtз/tv,                                                              (8) 
где Σmv – суммарная масса ВСО; tv – время их оседания в Галактику; tз – период захвата 
галактик – спутников. 
Время оседания ВСО в Галактику из ее короны: 
tv = R/υ,                                                                   (9) 
где υ – скорость ВСО; R – средняя удаленность галактик – спутников. 
При лучевой скорости ВСО υ ~ 90 ± 20 км/с [6]; [7] и удаленности Магеллановых Облаков 
(образующих большинство ВСО) [7] R ~ 50 – 70 кпк [2, с. 1224] время оседания  
ВСО в Галактику tv ≈ (7 ± 2)∙108 лет. 
Захват галактик – спутников гравитацией корон более крупных галактик может 
коррелировать с временем образования скоплений галактик, происходившим в эпоху  
z ≤ 1 [15, с. 545] (§ 9), т.е. tз ~ 1010 лет. 
При Σmv ~ 7∙109 М○ [6]; tv ~ (7 ± 2)∙108 лет (9) согласно (8) масса газа в гало (коронах) 
галактик – спутников ΣМg ≈ 1011 М○, что сравнимо с массой газа в горячей короне 
Большого Магелланова Облака (БМО) ~1011 М○ [22]. 
Превышение массы газа над массой звезд в галактиках – спутниках: 
η = ΣМg/ΣМs,                                                             (10) 
где ΣМs, ΣМg – суммарная масса звезд и газа в гало галактиках – спутниках. 
ΣМs ~ 2∙1010 М○ [2, с. 1224]. При ΣМg ~ 1011 М○ (8) коэффициент η ≈ 5, что сравнимо с 
известным соотношением долей барионов в межзвездном газе и галактиках – до 4 : 1  
[17, с. 81], рассчитанном без учета массы газа во внешней КГ (обедненной ТЭ)  
радиусом >0,1 Мпк, проявляющейся в линиях поглощения в спектрах квазаров [10]. 
Скорость потери газа гало (коронами) галактик – спутников: 
Yv = Σmv/tv,                                                              (11) 
где tv – время оседания ВСО в Галактику. 
При Σmv ~ 7∙109 М○ [6]; tv ~ (7 ± 2)∙108 лет (9) скорость потери газа гало  
(корон) галактик – спутников Yv ≈ 10 ± 2 М○ год-1 (преимущественно Магеллановыми 
Облаками). 
Время исчерпания газа в гало (коронах) галактик – спутников: 
t = Мгη/Yδг,                                                             (12) 
где Мг – масса галактики – спутника; δг – ее весовой вклад в суммарную массу галактик – 
спутников; η – превышение массы газа над массой звезд. 
Масса БМО Мг ~ 1,4∙1010 М○ [2, с. 1224]. Параметр δг = Мг/ΣМs = 0,7 для ΣМs ~ 2∙1010 
М○ [2, с. 1224]. При η ~ 5 (10); Yv ~ 10 ± 2 М○ год-1 (11) время исчерпания газа в гало 
галактике – спутнике t ≈ 10 ± 2 млрд. лет сравнимо с возрастом галактик ≥10 млрд. лет [1, с. 
387]. 
Оценим скорость звездообразования исходя из числа звезд в Галактике Ns ~ 1011  
[1, с. 386], среди которых наиболее распространены звезды массой ≤0,8 М○ [13, с. 489]. При 
возрасте 
галактик 
tг 
≥ 
1010 
лет 
средняя 
скорость 
звездообразования  
Ys = NsМ○/tг ≈ 8 М○ год-1, что сравнимо со скоростью потери газа галактиками – 
спутниками Yv ≈ 10 ± 2 М○ год-1 (11), т.е. подтверждает связь между ВСО и 
звездообразованием в Галактике. 
Максимальная скорость звездообразования достигалась в начале существования галактик; 
в современной Галактике ежегодно образуется несколько звезд массой ~М○ [13, с. 68], что в 
несколько раз меньше оценок Ys и Yv и может указывать на то, что часть газа ВСО 

испаряется в КГ. Так, динамическое давление встречного потока коронального газа может 
«обдирать» газ из оболочки ВСО (§ 4). 
Из соотношения Ys = Yv(1 - δн) из (11) следует оценка доли газа ВСО, испаряющегося в 
процессе оседания в Галактику из ее короны:  
δн =1 - tvYs/Σmv,                                                       (13) 
где Ys – скорость звездообразования в Галактике; δн – доля газа ВСО, испаряющегося в 
короне Галактики. 
При Σmv ~ 7∙109 М○ [6]; tv ~ 7∙108 лет (9); Ys ~ 2 – 3 М○ год-1 [13, с. 68] доля газа ВСО, 
испаряющегося в короне δн ≈ 0,7 ± 0,07. 
Оценка (13) является максимальной, т.к. скорость звездообразования может понижать не 
только испарение части газа ВСО, но и испарение части межзвездного газа Галактики в ее 
гало за счет нагрева субкосмическими лучами, которые, в т.ч., могут генерировать ударные 
волны ВСО. Так, субкосмические лучи нагревают межзвездный газ [17, с. 86]. На рост 
температуры коронального газа с эпохи z ≤ 1 указывает эффект Зельдовича – Сюняева (§ 8). 
Напомним, что приведенные оценки рассчитаны исходя из суммарной массы  
ВСО ~7∙109 М○ на основе каталога Galactic All Sky Survey [6]. Исходя из обзора неба  
Full Sky HI4PI Survey (с учетом массы Магелланова Потока) суммарная масса газа  
ВСО ~7∙108 М○ [7] на порядок меньше. Скорость звездообразования в Галактике 
ограничивает суммарную массу оседающих ВСО, что позволяет предложить независимую 
оценку. Так, при Ys ~ 2 – 3 М○ год-1 из (11) следует ограничение Σmv = Yvtv ≥ 2∙109 М○ при 
δн ≥ 0 согласно (13). Из чего следует, что оценка [6] может оказаться завышена в несколько 
раз; соответственно, оценка [7] – в несколько раз занижена. 
 
4. Динамика торможения высокоскоростных облаков 
ВСО размером 2 – 15 кпк [7] может образовывать газ, нагребенный ударной волной 
вокруг гало галактик – спутников размером ≤15 кпк, движущихся в корональном газе (§ 2). 
Оценим равновесную скорость, достигаемую при оседании ВСО в Галактику из ее гало 
(короны) в условиях равновесия силы гравитации Fg = GМгmv/Rг2 и динамического 
давления потока коронального газа Fd = каSρυ2, где S = πrv2; ρ = nmр. Скорость оседания 
ВСО: 
υ = (1/rvRг)(GМгmv/πmрnка)1/2,                                  (14) 
где G – гравитационная постоянная; Мг, Rг – масса и радиус Галактики с учетом гало 
(короны) в пределах удаленности ВСО; mv, rv – масса и радиус ВСО; n – концентрация газа. 
Поскольку скорость ВСО сравнима со скоростью звука в корональном газе,  
т.е. аэродинамическое сопротивление максимально при ка ~ 2 (§ 1). 
Оценим скорость ВСО в гало. Мг ~ 2∙1011 М○ [1, с. 389]; радиус сферического гало  
Rг ~ 15 кпк [1, с. 387]; концентрация газа гало n ~ 10-2 см-3 [17, с. 85].  
Для ВСО Смита mv ~ 106 М○; r ~ 0,5 кпк [21]. Равновесная скорость ВСО в гало υ ≈ 100 
км/с. 
Лучевая скорость облака Смита v ~ 73 ± 26 км/с, движущегося в гало под углом θ ~ 45° к 
диску Галактики [21], соответствует полной скорости υ = v/sin θ ≈ 100 км/с, что сравнимо с 
оценкой (14). 
Оценим скорость ВСО в КГ. Вириальная масса гало (корон) галактик пропорциональна их 
радиусу Мк ≈ МгRк/Rг [1, с. 342]. На удалении Магеллановых облаков Rк ~ 60 ± 10 кпк  
[2, с. 1224] Мк ≈ 8∙1011 М○. Концентрация коронального газа n ~ 3∙10-3 см-3 [16, с. 101]. 
Равновесная скорость ВСО в короне υ ≈ 100 км/с, что сравнимо с оценкой для гало (14), а 
также наблюдаемой лучевой скоростью других ВСО 90 – 100 км/с [6]. 
ВСО могут формироваться в «хвосте» ударной волны, образуемой гало (короной) 
галактики – спутника, движущейся в корональном газе со скоростью, сравнимой с 
орбитальной. Так, например, Магелланово Облако имеет газовую корону [22]. Данный 

участок траектории может быть сравним с длиной газового турбулентного «хвоста» ударных 
волн. В случае БМО радиус гало 15 кпк; газовый хвост ~100 кпк (Магелланов Поток).  
Радиус молодого ВСО достигает сравнимой величины r ≤ 7 кпк. В газовом «хвосте» 
галактики – спутника ВСО могут двигаться в общем потоке газа, увлекаемого ударной 
волной. При выпадении из потока молодые ВСО могут быстро тормозиться. Для молодого 
ВСО радиусом r ≤ 7 кпк массой mv ≤ 107 М○ [7] согласно (14) равновесная скорость в КГ υ ≈ 
100 км/с. 
Оценим время торможения газового облака за счет динамического давления коронального 
газа. ВСО обладает импульсом mvυ, т.е. силе динамического давления коронального газа  
Fd = каSρυ2 (где S = πr2; ρ = nmр) противостоит сила инерционного торможения Fi = mvυ/Δt. 
Время торможения газового облака, движущегося в корональном газе: 
Δt = mv/каπmрnυr2,                                                      (15) 
где mv, r – масса и радиус облака. 
Начальная скорость ВСО, образованного в окрестности галактики – спутника, может 
соответствовать числу Маха М ~ 6 при ка ~ 1 (§ 1). 
Для 
облака, 
чья 
параметры 
сравнимы 
с 
ВСО 
Смита  
(mv ~ 106 М○, r ~ 0,5 кпк [21]) в КГ n ~ 3∙10-3 см-3 [16, с. 101] при движении по круговой 
орбите время торможения Δt ≈ 5∙107 лет. В условиях зависимости Δt ~ 1/υ (15)  
за время оседания ВСО в Галактику tv ~ 109 лет (9) облако может затормозить до скорости 
(горизонтальной) v = υΔt/tv ≈ 20 км/с, что в 5 раз меньше радиальной скорости  
ВСО ~100 км/с (14). Тем самым, ВСО могут оседать в Галактику из короны по спиральной 
траектории. 
Угол 
наклона 
траектории 
ВСО 
(относительно 
радиального 
вектора)  
tg θ = v/υ ≈ 0,2 (θ ~ 11°). При удалении Магеллановых Облаков Rк ~ 60 кпк ВСО могут 
пролетать на среднем расстоянии от центра Галактики R = Rк tg θ ≈ 10 кпк, что сравнимо с 
радиусом диска Галактики 15 кпк [1, с. 387], т.е. ВСО могут пролетать через диск 
Галактики, 
что 
подтверждает 
траектория 
облака 
Смита 
(§ 
2), 
способствуя 
звездообразованию в нем. Так, при прохождении спирального рукава ВСО деформируются и 
теряют значительную часть массы; маломассивные облака разрушаются [23]. При этом 
скорость ВСО снижается, и их спиральная траектория стягивается к центру. Максимальная 
интенсивность звездообразования наблюдается в диске Галактики в пределах кольца 
радиусом 4 – 8 кпк [1, с. 389], что меньше среднего расстояния первого пролета ВСО от 
центра Галактики ~10 кпк согласно предыдущей оценке. 
Оседание ВСО в Галактику, с одной стороны, сопряжено с нагребанием газа ударной 
волной. С другой стороны, встречный поток газа, обтекая ВСО, уносит часть его вещества в 
хвост ударной волны, что иллюстрирует вытянутая форма облака Смита (Рис. 2). Первый 
процесс увеличивает массу ВСО; второй снижает. Оценим динамику данных факторов. 
Масса 
вещества, 
нагребенного 
ударной 
волной 
эффективной 
площадью  
S = кsπr2 во фронте ВСО, оседающего в КГ по спиральной траектории: 
М = πmpnкsr2R/cos θ,                                                    (16) 
где R – исходная удаленность ВСО; θ – угол наклона траектории ВСО к вертикали;  
кs – параметр эффективной площади нагребания вещества. 
Параметр эффективной площади нагребания вещества зависит от аэродинамического 
сопротивления тела; в первом приближении кs ~ 1. 
Рассмотрим ВСО, сравнимое с облаком Смита радиусом r ~ 0,5 кпк [21] при изначальной 
удаленности, как у Магеллановых Облаков R ~ 60 кпк [2, с. 1224]. Концентрация 
коронального газа n ~ 3∙10-3 см-3 [16, с. 101]. При cos θ ≈ 0,98 (θ ~ 11° по предыдущей 
оценке) масса нагребенного вещества М ≈ 2∙106 М○, что сравнимо с массой облака Смита