一个广告的搜索在审阅天文篇论文，包括在2001年和2002年的冠军只返回了两篇论文在这千年中，“牧夫座空洞”，即使这些没有从1990年的年初报告任何新数据，但使用的数据。我找不到关于Boötes虚空中星系数密度的任何新参考，但是典型值大约是宇宙中平均数密度的十分之一。
理论方法
我以前回答过类似的问题，即密度过大的星系数量。这个答案是基于对银河系晕圈形成的模拟拟合（观测校准），给出了所谓的晕圈质量函数，即每晕圈质量的星系晕圈数量。体积的星系总数可表示为
其中是平均值宇宙中星系的密度，是体积中的相对密度。正如我在其他答案中所写，NgalV
Ngal=ngal×V×δ,
ngalδngal是一个数字，可促使您定义较低的星系大小阈值。原因是您走的越低，就越多，并且在将其称为星系之前并不需要正式的阈值来确定一团需要多大的恒星。但是，就像在其他答案中一样，为了便于讨论，我们可以使用麦哲伦星云大小的星系作为下限。在这种情况下，使用和，总数变为
δ∼0.1V∼236,000Mpc3Ngal,Böotes=0.17Mpc−3×236,000Mpc3×0.1≃4000galaxies.
星系数密度的单位
我编写此结果的方式也回答了您的问题3：Galaxy数字密度几乎总是用编写的。在理论/数字工作中，您经常会在单元前面看到因子。这仅仅是哈勃常数除以100（即，对于） ，使人们可以更轻松地比较结果，而无需知道的确切值。Mpc−3h3h=0.7H0=70kms−1Mpc−1H0
观察法
BoötesVoid的观测是古老的，似乎是在1m级望远镜上进行的。因此，他们将无法观测最小的星系。除了望远镜规格，天气等之外，确切的检测极限（根据极限幅度）还取决于它们集成（曝光）的时间。如果不详细阅读旧论文，我不能说这是什么，但是此类调查的典型价值将非常近似为（如果有人具有比这更现实的价值，请编辑）。即，将错过比更暗的对象（即，由于后向天文系统而导致的较大值）。mlimmlim∼20m=20
到牧夫座空洞的距离意味着距离模数的，所以最小绝对幅度是
它是小型和之间的某处大麦哲伦星云。μ∼37
Mlim=mlim−μ≃−17,
下图（来自Wyder等人，2005年）显示了紫外线选定星系的局部宇宙光度函数。也就是说，它显示了给定大小的星系的数密度。例如，它显示（带有绿色虚线），其大小约为的星系的数字密度（此处称为）大约为。ΦM=−1710−2.5∼0.003Mpc−3mag−1
从幅度积分不会改变0.003，因为明亮的星系的密度会逐个下降。我得到0.004，即至少与一样明亮的星系的密度为，比上面的理论结果小1.5个数量级。将此乘以体积和相对密度得出星系，距离您引用的60星系不远。M=−17M=−170.004Mpc−3VδNgal,Böotes≃100
总而言之，数字60大致符合观察到的预期，但从理论上讲，我们希望有更多的星系（尽管它们很小）。
星系的位置
他们检测到星系似乎位于延伸穿过空隙的“管”中。通常，星系和下面的暗物质质量场往往不是均匀分布，而是形成结，片状和细丝，被空隙隔开。我的猜测是，这种“管”就是这样的细丝。在该长丝之外，空隙更空隙，但不是完全空隙。尽管星系很小，但仍然会有星系。
0.17 Mpc-3确实是“宇宙的典型银河密度” {在“小麦哲伦星云”度量标准级别}，对吗？谢谢你！