Ich war im Zielteam einer der Kameras, die die meisten dieser neuen Einschlagskrater entdeckten. Der Grund für die Verbreitung liegt einfach darin, dass es am einfachsten ist, „neue“ Einschlagskrater in den staubigen Regionen des Mars zu finden. Was wir oft sehen, ist die dunkle Explosionszone, die durch den Aufprall in Daten mit niedrigerer Auflösung entstanden ist und einen großen Flächenfußabdruck hat. Dann zielen wir mit den Kameras mit höherer Auflösung – die VIEL kleinere Fußabdrücke haben – auf diese dunkel getönten Flecken, um zu bestätigen, ob es sich bei den Flecken um Krater handelt oder nicht. Siehe das angehängte Bild als Beispiel. Die dunklen Flecken fallen in staubigen Regionen wirklich auf, aber in den nicht staubigen Bereichen gibt es nichts Offensichtliches, um als Mensch „Hey, da ist ein neuer Krater“ zu sagen, ohne mühsam Bilder zu vergleichen.

Die einfachste Erklärung für die Breitengradverteilung wäre, dass die meisten kleinen Körper des Sonnensystems , die einen der Planeten treffen könnten, zufällig nahe der Ekliptikebene umkreisen und die Bahnneigung des Mars nur ~ beträgt$1.85^{\circ}$.

Die longitudinale "Klumpigkeit" kann auf Unterschiede in der Erosionsrate zurückzuführen sein, da die neuen Einschläge fast ausschließlich in den heller schattierten Regionen auftreten.

Update/
Änderungen @LocalFluff brachte einen hervorragenden Punkt zur Sprache, der mich veranlasste, meine ursprünglichen Gedanken zu diesem Thema noch einmal zu überprüfen.

Nach einigem Graben stellt sich heraus, dass (nicht überraschend) allein auf dem Mars viel Arbeit an Einschlagskratern geleistet wurde. Zur Verbreitung gibt es eine relativ neue Studie von Robbins und Hynek , [2012] (doi:10.1029/2011JE003966)

Sie fanden heraus, dass ein interessantes Verhältnis von Tiefe zu Durchmesser der Einschlagskrater besteht. Dieses Verhältnis erreicht seinen Höhepunkt in der Nähe niedriger Breiten (d. h. innerhalb von etwa$\pm30^{\circ}$des Marsäquators) und nimmt in der Regel zu höheren Breiten hin ab. Sie argumentieren, dass die wahrscheinliche Ursache der Krater mit größerem Durchmesser in der Nähe der Pole von einer flacheren Kryosphäre herrührt . Sie finden auch heraus, dass die Krater in hohen Breitengraden eher komplex sind, was ...are large and have a variety of interior morphologies such as wall terraces, central peaks, and flat floors...ihrer Meinung nach teilweise mit der Substanz zusammenhängen könnte, auf die der Impaktor trifft, dh flacheres Eis in hohen Breitengraden.

Es sollte beachtet werden, dass die Morphologie von Einschlagskratern stark von den Eigenschaften des Ziels (z. B. Marsoberfläche) und des Impaktors abhängt, nämlich seiner Masse, Geschwindigkeit und seinem Einfallswinkel [z. B. Barnouin et al. , 2012; Horedt und Neukum , 1984; Le Feuvre und Wieczorek , 2008; Neukum und Ivanov , 1994; Hecht , 1988; Schultz , 1988].

Ich denke also immer noch, dass meine ursprüngliche Antwort teilweise richtig ist, da die meisten Einschläge in hohen Breiten eher ein flüchtiger Schlag als ein Aufprall und Eintauchen in das Ziel wären, was teilweise den größeren Durchmesser in einigen Fällen erklärt. Wie Robbins und Hynek [2012] zeigen, weist die Verteilung von Kratern mit einem Durchmesser von ~1 bis 3 km im Inneren deutliche Spitzen auf$\pm30^{\circ}$des Marsäquators.

Nachfolgend habe ich einige relevante Studien aufgelistet, die ich mit einer Schnellsuche finden konnte.

Verweise

• Barlow, NG und CB Perez "Morphologien von Marseinschlagskratern als Indikatoren für die Verteilung von flüchtigen Stoffen unter der Oberfläche", J. Geophys. Auflösung 108 (E8), S. 5085, doi:10.1029/2002JE002036, 2003.
• Barnouin, OS, et al. "Die Morphologie von Kratern auf Merkur: Ergebnisse von MESSENGER-Vorbeiflügen", Icarus 219 , S. 414-427, 2012.
• Hartmann, WK „Entdeckung von Multi-Ring-Becken – Gestaltwahrnehmung in der Planetenwissenschaft“, In: Merill, RB, Schultz, PH (Hrsg.), Multi-Ring Basins: Formation and Evolution , Pergamon Press, New York, NY, S 79-90, 1981.
• Horedt, GP, und G. Neukum „Planetozentrische versus heliozentrische Auswirkungen im jovianischen und saturnischen Satellitensystem“, J. Geophys. Auflösung 89 , S. 10405-10410, 1984.
• Le Feuvre, M., und MA Wieczorek „Nonuniform Cratering of the terrestrial planets“, Icarus 197 , S. 291–306, 2008.
• Mouginis-Mark, PJ „Morphologie des verflüssigten Marskraters: Variationen mit Kratergröße, Breitengrad, Höhe und Zielmaterial“, J. Geophys. Auflösung 84 (B14), S. 8011-8022, doi:10.1029/JB084iB14p08011, 1979.
• Neukum, G. und BA Ivanov, BA „Kratergrößenverteilungen und Einschlagswahrscheinlichkeiten auf der Erde aus Kraterdaten von Monden, terrestrischen Planeten und Asteroiden“, In: Gehrels, T., Matthews, MS, Schumann, AM (Hrsg.) , Hazards Due to Comets and Asteroids , University of Arizona Press, Tuscon, AZ, S. 359–416, 1994.
• Pike, RJ „Geomorphology of Impact Craters on Mercury“, In: Vilas, F., Chapman, CR, Matthews, MS (Hrsg.), Mercury , University of Arizona Press, Tuscon, AZ, S. 165-273, 1988.
• Robbins, SJ, und BM Hynek „Eine neue globale Datenbank von Mars-Einschlagskratern$\geq$1 km: 2. Globale Kratereigenschaften und regionale Variationen des einfachen-zu-komplexen Übergangsdurchmessers“, J. Geophys. Res. 117 (E6), E6001, doi:10.1029/2011JE003966, 2012.
• Schultz, PH „Cratering on Mercury – A relook“, In: Vilas, F., Chapman, CR, Matthews, MS (Hrsg.), Mercury , University of Arizona Press, Tuscon, AZ, S. 274-335, 1988.