Ejecta cloud distributions for the statistical analysis of impact cratering events onto asteroids' surfaces: a sensitivity analysis
本文提出了一个喷射物云分布的模型，以描述由射弹撞击小行星表面产生的羽流。一个连续分布的基础上的概率密度函数的组合来描述的大小，喷射速度和喷射角度的碎片。喷出物的分布是用来统计分析喷出物的命运。通过将喷出物分布与空间填充采样技术相结合，我们从分布中抽取样本，并为它们分配若干\emph{representative fragments}，以便单个样本在时间上的演变代表碎片的集合。使用这种方法，我们分析喷出物的命运作为不同的建模技术和假设的函数。我们评估不同类型的分布，喷射速度模型，系数等的效果。结果表明，一些建模假设比其他人更有影响力，在某些情况下，它们会影响不同方面的喷出物的演变，如份额的影响和逃逸的碎片或小行星表面上的影响碎片的分布。
2023-01-11 astro-ph.EP cs.NA math.NA
Constraining the Cratering Chronology of Vesta
灶神星有一个复杂的陨石坑历史，古老的地形以及最近的大规模影响，导致区域重新出现。陨石坑数量可以帮助限制灶神星表面不同单位的相对年龄，但将这些陨石坑数量转换为绝对年龄需要一个年表函数。根据目前小行星带动力学演化的最佳模型，提出了一个撞击坑年表，并利用其表面的大撞击坑记录将其校准到灶神星。虽然不确定性仍然存在，我们的年表功能是大致一致的古老的灶神星表面以及其他的限制，如轰击历史的其余部分的内部太阳系和Ar-Ar年龄分布的howardite，eucrite和diogenite（HED）陨石从灶神星。
2014-07-11 astro-ph.EP
Impactor flux and cratering on Ceres and Vesta: Implications for the early Solar System
我们研究了小行星主带的碰撞和动力学演化引起的谷神星和灶神星的撞击通量和撞击坑。我们开发了一个统计代码的基础上，一个久经考验的模型的主带和NEA尺寸分布的同时演变。这个代码包括灾难性的碰撞和非碰撞的去除过程，如雅科夫斯基效应和轨道共振。该模型假设早期主带的动力消耗非常强烈，因此，大多数主带粉碎发生在其动力结构与现在相似的时候。结果表明，在太阳系历史上，撞击谷神星和灶神星的D > 1 km主带小行星数量分别约为4600颗和1100颗。预计撞击谷神星和灶神星的最大主带小行星直径分别为71.7公里和21.1公里。谷神星上直径大于0.1公里的陨石坑数量为\sim 3.4 \times 10^8，灶神星上为6.2 \times 10^7。D > 100公里的陨石坑在谷神星上有47个，在灶神星上有8个。我们的研究表明，在灶神星上观测到的D = 460 km的陨石坑是由D \sim 66.2 km的抛射体撞击形成的，在太阳系历史上发生\sim的概率为30%。如果我们关于谷神星和灶神星上的陨石坑的结果与黎明任务获得的数据之间存在显着差异，那么它们应该与早期主带期间更高程度的碰撞演化和/或后期重轰炸的存在有关。在早期阶段碰撞活动的增加，可能提供了一个初始配置的巨行星符合，例如，尼斯模型。由此，黎明号任务将能够为我们提供有关早期太阳系的初始结构及其随后的动力学演化的线索。
2011-09-12 astro-ph.EP
Cratering Experiments on the Self Armoring of Coarse-Grained Granular Targets
最近发表的小行星25143 Itokawa和433 Eros的陨石坑统计数据显示，在大约1000年的时间里，陨石坑的数量明显减少。直径100米。人们提出的解释这种缺乏陨石坑的可能机制是地震陨石坑擦除和粗糙的自我装甲，巨石覆盖的小行星表面。虽然地震震动已经在这方面进行了研究，但装甲的概念缺乏更深入的检查和实验基础。因此，我们提出了玻璃珠弹丸撞击颗粒玻璃珠目标，其中弹丸和目标的晶粒尺寸在一个相似的范围内的弹坑实验。冲击速度在200至300 m/s的范围内。我们发现，弹坑变得暗淡和不规则的形状，只要目标颗粒大于弹丸的尺寸和颗粒的弹坑很少形成时，弹丸和目标颗粒之间的尺寸比约为1：10或更小。在这种情况下，我们观察到在第一次撞击的目标颗粒中形成强度确定的弹坑。我们提出了一个简单的模型的基础上转移的动量从弹丸到这个第一个目标颗粒，这是能够解释我们的结果，只有一个单一的自由参数，这是而且很好地确定了以前的实验。基于对Itokawa和Eros上典型的弹丸尺寸和巨石尺寸的估计，考虑到我们的结果对于km/s的撞击速度也具有代表性，铠装应该在它们的演变中发挥重要作用。
2012-06-25 astro-ph.EP
A Crater Chronology for the Jupiter's Asteroids
本研究建立木星特洛伊小行星撞击坑年代学，结合太阳系演化模型预测其碰撞历史，发现相互碰撞主导成坑、植入后约10 Myr内彗星撞击可能显著，并为Lucy任务目标提供具体预测。
2023-12-04 astro-ph.EP
Spall Craters in the Solar System
在岩石、冰和其他脆性材料中形成的小型高速撞击坑由一个外部的、由拉伸断裂（剥落）形成的广泛的浅同心区域组成，围绕着一个更深的较小的中央“坑”坑。在地球上，直径大于几米的陨石坑不再存在“剥落陨石坑”形态。它们通常不被认为是太阳系中的陨石坑，但可能是小而脆的小行星上的陨石坑的问题。我们考虑的物理过程的冲击波层裂成坑，并制定的标度律适用于这些过程的机构的太阳系。我们的缩放是基于分析的冲击波传播和拉伸断裂机制，包括尺寸相关的拉伸断裂的重要功能，和重力的作用，在放样剥落材料形成的外部部分的剥落陨石坑。我们认为，现有的比例尺的强度制度的陨石坑，并推导出的条件，层裂功能将存在或不存在。的条件引起的层裂弹坑被发现是一个独特的子集的“强度”制度，形成一个新的子制度的弹坑。我们发现，这种制度可能是非常重要的行星陨石坑;事实上，它可能主导所有陨石坑的小岩石小行星。这对解释陨石坑数量和10-100公里岩石天体的预期表面效应具有重要意义。
2022-06-27 astro-ph.EP physics.space-ph
Increase in cratering efficiency with target curvature in strength-controlled craters
小天体表面重力较低，撞击坑形成过程被认为主要受当地材料强度的控制，与母天体一样大的撞击坑应受目标曲率的影响。虽然在强度控制制度的平面表面上的弹坑过程已被广泛研究，靶曲率影响弹坑过程的机制仍然不清楚。在这里，我们报告了一系列的影响实验，使用不同直径的球形目标。由此产生的陨石坑包括一个深圆形坑和坑周围的不规则形状的剥落区域，这是在一些以前的陨石坑实验报告的功能在平面上一致。然而，陨石坑的体积和半径随着归一化曲率的增加而增加。结果表明，尽管凹坑的体积、深度和半径随曲率的变化保持不变，但层裂区体积和半径的增加主要是导致整个凹坑体积和半径的增加。我们的模型的结果表明，由于曲率的几何效应（即，由此对于更高的曲率值，从等效中心到目标自由表面的距离更短）有助于提高成坑效率。我们的研究结果表明，在一些小行星上产生最大陨石坑（盆地）的撞击物因此比目前的比例定律估计的要小，而目前的比例定律没有考虑曲率效应。
2017-10-20 astro-ph.EP
Evidence for Surface Variegation in Rosetta OSIRIS Images of Asteroid 2867 Steins
2008年9月5日，罗塞塔号上搭载的OSIRIS照相机在飞越小行星2867 Steins时，通过各种彩色滤光片成功地获得了它的图像。这颗直径5公里的小行星的最佳图像分辨率为每像素78米。我们通过用点扩散函数去卷积并通过Mitchell-Netravali滤波器放大来处理图像。通过各种技术（PCA，波段比，立体分析）来分析增强集，以研究表面形态和寻找杂色。我们确定了一个滑坡，这支持了斯坦不寻常的钻石形状的YORP起源。此外，我们发现南极两个大陨石坑之一的内部比身体的其他部分更蓝。
2017-02-01 astro-ph.EP
Impacts into rotating targets: angular momentum draining and efficient formation of synthetic families
大约10%的小行星的自转周期低于P = 3 h，它们似乎相对接近自旋势垒。然而，在小行星碰撞的模拟中，旋转经常被忽略。为了确定旋转的影响，我们进行了大量的SPH/N体与旋转目标的碰撞模拟。我们开发了一个新的统一SPH/N体程序，适用于模拟碎裂相和重力再积累。该代码已验证对以前的（奔驰和Asphaug 1994年），但我们也测试了新的功能，如旋转稳定性，拉伸稳定性，等使用新的代码，我们运行模拟D_pb = 10公里和100公里的单片目标和比较合成小行星家庭创建这些影响与家庭相应的非旋转目标。旋转主要影响斜撞击角度的撞击坑事件。对于旋转的目标来说，这些碰撞喷射出的总质量可以高达五倍。我们进一步计算角动量的转移，并确定条件下的影响加速或减速的目标。虽然单个撞击坑的碰撞既可导致加速，也可导致减速，但平均而言，减速占主导地位，因此，碰撞会导致小行星群的系统性自旋下降。
2019-08-08 astro-ph.EP
Has the impact flux of small and large asteroids varied through time on Mars, the Earth and the Moon?
在过去的3 Ga内太阳系的冲击通量通常被假定为随时间的推移是恒定的。然而，在主带的小行星解体事件可能是负责陨石坑尖峰在过去的2 Ga的地月系统。我们在这里调查的521个直径大于20公里的火星撞击坑的小陨石坑的记录的撞击物的大小频率分布的可能变化。我们发现，49个陨石坑（出521）对应于完整的陨石坑人口的这种规模的形成在过去的600马。我们在火星上的研究结果表明，在过去的600 Ma中，小型（> 5米）和大型小行星（> 1公里）的通量是耦合的，彼此之间没有变化。分析了地球和月球上大陨石坑的现有数据集，并与我们在火星上的结果进行了比较。在地球上，我们推断出一组撞击坑的形成位置，由于板块构造重建，并表明在奥陶纪时期，约470 Ma前，形成的一组陨石坑似乎是一个保存偏见。在月球上，陨石坑年龄信号的后期增加可能是由于用于确定这些撞击日期的不确定校准方法（即月球撞击喷出物中的岩石丰度），其他校准与恒定的陨石坑产生率一致。我们的结论是耦合的陨石坑的生产率之间的陨石坑大小的陨石坑和直径下降到100米的内太阳系。这与将小行星送入跨行星轨道的传统模式是一致的：亚尔科夫斯基效应缓慢地将小行星解体产生的大碎片推向轨道共振，而较小的碎片则通过碰撞级联被磨碎。这表明过去小行星分裂对D > 100 m的陨石坑率的影响有限或不存在。
2021-12-31 astro-ph.EP
Resurfacing processes constrained by crater distribution on Ryugu
了解小行星的地质变化过程可以提供有关其表面历史的信息。航天器拍摄的小行星图像显示，小陨石坑已经耗尽。地震震动被认为是造成陨石坑消失的原因，也是通过风化层对流或巴西坚果效应改变小行星地质的主要驱动力。然而，日本隼鸟2号飞行任务最近对小行星龙谷进行的一次人工撞击实验显示，地震活动微乎其微。为了研究地震震动模型是否能再现观测到的火山口记录，使用无粘性条件下的火山口生产函数分析了Ryugu火山口的分布。使用陨石坑大小-频率分布和陨石坑产生函数估算了Ryugu、Itokawa、Eros和Bennu的陨石坑保留年龄与陨石坑直径的函数关系。我们发现幂律指数“a”与扩散过程不一致（例如，地震震动，a=2）。这一结果表明，基于扩散方程的地震震动模型无法解释小行星上的陨石坑分布。替代过程包括表面流，可能是Ryugu地貌和光谱特征的起源。我们证明，在10^3-10^5年内，浅于1 m深度的物质通过撞击坑和湮没发生垂直混合。Ryugu年轻的表面年龄与先前研究中提出的陨石坑造成的缓慢空间风化一致。在2-4米深处重铺表面所需的时间尺度（10^4-10^6年）可以与返回样品的宇宙射线暴露年龄进行比较，以限制与Ryugu碰撞的撞击物的分布。
2021-12-28 astro-ph.EP
The properties of asteroid (2867) Steins from Spitzer observations and OSIRIS shape reconstruction
我们报告的热性质和组成的小行星（2867）斯坦斯来自新的斯皮策太空望远镜（SST）的观测分析在2008年3月进行，除了先前公布的SST观测在2005年11月进行。我们认为，来自OSIRIS图像的三维形状模型和光度特性，在2008年9月的罗塞塔航天器，我们结合热模型，以正确地解释所观察到的SST热光变曲线和光谱能量分布。我们得到的热惯性范围为100 \pm 50 JK-1米-2秒-1/2和0.7-1.0的范围内的聚束因子（粗糙度）。我们确认，斯坦的红外发射率是一致的顽火辉石组合物。2005年11月的SST热光变曲线最可靠的解释是假设表面的热性质不均匀，有两个不同的区域略有不同的粗糙度，如在其他小天体上观察到的，如彗星9 P/坦普尔1号的核。我们的研究结果强调，形状模型是重要的热惯性和粗糙度的准确测定。最后，我们提出的温度图的斯坦，罗塞塔在其飞越，并讨论了解释的观测结果进行的VIRTIS和MIRO仪器。
2011-04-28 astro-ph.EP
Impact cratering on Mercury: consequences for the spin evolution
由水手10号和信使号飞越图像确定的撞击盆地为我们提供了太阳系早期最后阶段水星上小行星撞击通量的图解记录。这些盆地在整个地表的分布并不均匀，与原始同步旋转一致（Wieczorek等人，2012年）。通过分析撞击的大小，我们发现，小行星直径D < 110公里的分布符合指数幂律1.2，这一数值与预测的主带原始分布相匹配。然后，我们推导出一个简单的碰撞模型与观测相一致，当结合它与长期的水星自旋的演变，我们能够重现目前的3/2自旋轨道共振（约50%的机会），以及原始的同步旋转。这个结果是强大的耗散和碰撞模型的变化，或在初始自旋状态的行星。
2012-05-21 astro-ph.EP math.DS physics.geo-ph
A dark matter hail: Detecting macroscopic dark matter with asteroids, planetary rings, and craters
本文研究宏观暗物质与太阳系小天体的相互作用，通过分析其对小行星、行星环和类地天体的破坏、蒸发及陨石坑效应，在先前未约束的暗物质参数空间上设置了新的竞争性界限。
2025-08-21 astro-ph.CO astro-ph.EP hep-ph
Impacts on Ceres and Vesta: Source regions, cratering, and fragmentation
我们对谷神星和灶神星的影响进行了研究。我们的目标是确定的大小频率分布（SFD）的撞击，并确定和量化的贡献，每个源区，以及在这些影响事件中产生的陨石坑和碎片喷射。我们使用的MB称为ACDC（小行星碰撞和动力学计算），模拟MB的碰撞演化，这是分为六个区域（即内，中，原始，外，Cybele和高倾角带）的多部分碰撞演化模型。此外，它包括Yarkovsky效应作为一个动态的去除机制。MB的六个区域或多或少地提供了谷神星和灶神星的撞击物。外带是谷神星上小于10公里的撞击物的主要来源，提供了一半以上的撞击，而中间带是次要来源。在灶神星上，内带、中带和外带的相对撞击物贡献几乎相等。我们能够重现灶神星上大于100公里的陨石坑，并确定谷神星上的两个大凹陷为撞击陨石坑：一个称为Vendimia Planitia，900公里，另一个570公里。由于这些影响，谷神星和灶神星将碎片喷射到MB中。我们得到的碎片率几十个碎片大于1米，每年两个机构，几十个碎片大于100米每百万年的灶神星和谷神星的4倍以上。我们发现，在谷神星和灶神星的历史上，
2021-07-08 astro-ph.EP
Probing the history of Solar System through the cratering records on Vesta and Ceres
通过与HED陨石的联系，灶神星被认为是太阳星云中最早增生和分化的天体之一，早于木星的形成，并在早期太阳系的剧烈演化中幸存下来。谷神星的形成时间是未知的，但它应该不会比木星晚太多。在这项工作中，我们模拟了木星形成时灶神星和谷神星的碰撞历史，假设木星是第一颗形成的巨行星。在这第一次对早期太阳系演化的研究中，我们没有考虑到在星子盘中存在行星胚胎，但我们集中研究了形成中的木星的作用，以及由于盘-行星相互作用而可能向内迁移的影响。我们的研究结果清楚地表明，巨行星的形成导致了主小行星带轨道区域的强烈早期轰击。根据我们的研究结果，如果星盘主要由大的微行星组成，就像那些被预测在湍流的拱星盘中形成的微行星一样，灶神星和谷神星就不会在木星早期的轰击中幸存下来。小天体占主导地位的小行星，如那些预计在静止的拱星盘中形成的小行星，或具有不同比例质量的较大（D \geq 100 km）微行星，代表着两颗小行星生存的更有利环境。在它们幸存的情况下，这两颗小行星的表面都充满了大到150公里的陨石坑，少数大到200 - 300公里。在灶神星的例子中，木星早期的撞击会严重侵蚀（局部或全球）地壳，并可能造成类似月海的溢出现象，其结晶时间将直接与木星形成的时间有关。
2011-01-10 astro-ph.EP physics.space-ph
P/2006 VW139: A Main-Belt Comet Born in an Asteroid Collision?
在本文中，我们采用不同的方法来研究的可能性，一小群24颗小行星动态连接到主带彗星P/2006 VW 139，最近发现的泛星1调查望远镜，共享一个共同的物理起源。通过应用层次聚类和后向积分方法，我们发现强有力的证据表明，这些小行星中的11个形成一个子组，可能起源于最近的碰撞事件，这组包括P/2006 VW 139。没有发现的对象是11成员子组的一部分，我们指定为P/2006 VW 139家庭，要么被发现是动态不稳定的，或者这些可能是闯入者，由于忒弥斯家庭的密切接近，应该是预期的。正如我们所证明的那样，P/2006 VW 139家族的统计学显著性> 99%。我们确定该家族的年龄为7.5 +/- 0.3百万年，并估计母体的直径约为11 km。结果表明，家庭产生的影响，可以最好的特点是从灾难性的陨石坑制度的过渡。这个家庭的动力学环境进行了研究，以及，包括最有影响力的平均运动和长期共振在该地区的识别。我们的研究结果使P/2006 VW 139成为第二个与年轻小行星家族动态相关的主带彗星，这一事实对此类天体的起源和激活机制具有重要意义。
2012-05-22 astro-ph.EP
Re-examining the main asteroid belt as the primary source of ancient lunar craters
有人假设，在古老的月球高地上形成大部分可观测到的陨石坑的撞击物来自主小行星带，其大小-频率分布保持不变。该假设的一个更有限的版本，被称为E带假设，假设主小行星带的不稳定连续内部延伸产生了仅限于比Nectaris盆地更年轻的陨石坑的撞击。我们调查这些假设与蒙特卡罗代码称为陨石坑地形演化模型（CTEM）。我们发现，要使观测到的月球高地陨石坑的数量与Dc~100 km相匹配，需要撞击Di> 10 km的小行星的总数不少于4x10 - 6 km-2。然而，这一所需的撞击物质量只有不到1%的机会产生一个比约1200公里的Imperial盆地更大的盆地;相反，这些模拟可能会产生比月球上观察到的更大的盆地。用主小行星带SFD重现月球高地陨石坑记录的困难是因为主带中产生这些比小行星大的"巨型陨石坑"的天体相对丰富。我们还发现，主要的小行星带SFD有64公里的陨石坑，而不是产生一个陨石坑大于Imperial，所需的E带假说。<16% chance of producing Nectarian densities of Dc>这些结果表明，月球高地不太可能被其大小-频率分布类似于目前观测到的主要小行星带的人口轰炸。我们认为，撞击月球高地的陨石坑的人口有一个有点类似的大小-频率分布的现代主要小行星带，但有一个较小的比例的对象能够产生兆巴辛相比，对象能够产生约100公里的陨石坑。
2014-08-22 astro-ph.EP
Scaling of microcraters with molten rims derived from laser-induced cratering experiments
The University of Osaka（大阪大学）；Nihon University（日本大学）
本研究通过激光模拟撞击实验推导标度关系，明确带熔融边缘微陨石坑形成于10²至10³ m/s撞击速度范围，为其形成机制提供实验约束，契合次级撞击起源及相关流体动力学不稳定性的结论。
2026-08-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
Asteroid 4 Vesta: dynamical and collisional evolution during the Late Heavy Bombardment
灶神星是目前唯一已确定的我们拥有样本的小行星，这表明该小行星是分化的，具有相对较薄的玄武岩地壳，在小行星带和太阳系的演化过程中幸存下来。然而，人们对过去的事件（如晚期重轰炸）对地壳的影响知之甚少。我们解决这个差距，在我们的知识，模拟LHB在不同的动力学方案提出的巨行星的迁移在尼斯模型的广泛框架。模拟的结果产生的信息产生的陨石坑人口，表面饱和度，质量损失和质量增益灶神星和一些充满活力的或灾难性的影响，在LHB。我们的研究结果表明，行星-行星散射是一个动态有利的迁移机制的生存灶神星和它的地壳。据估计，由于LHB对灶神星的撞击次数为$31\pm5$，即比在同一时间间隔内未受扰动的主带发生的撞击次数大5倍。相反，可能的延长带的贡献非常有限，并且可以在$2\pm1$影响中量化。高能和灾难性撞击的可能性低于10%，这与没有可追溯到4 Ga前的巨型陨石坑以及小行星在LHB期间的生存是一致的。质量损失转化为$3-5$米的地壳侵蚀，与黎明任务证实的灶神星玄武岩地壳的全球生存一致。我们的分析表明，LHB对灶神星表面的撞击坑的贡献并不显著，实际上是由小行星随后4 Ga的碰撞演化产生的撞击坑群所消除的，与黎明号任务提供的数据一致。
2016-08-23 astro-ph.EP
A pre-flyby view on the origin of asteroid Donaldjohanson, a target of the NASA Lucy mission
针对Lucy即将飞掠的C型小行星Donaldjohanson，本文更新Erigone家族年龄并分析Yarkovsky、YORP及碰撞演化，为飞掠观测提供约束。
2025-03-18 astro-ph.EP astro-ph.IM
Binary asteroid (31) Euphrosyne: Ice-rich and nearly spherical
小行星（31）Euphrosyne是小行星主带中最大的天体之一，Euphrosyne家族占据了主带外部一个高度倾斜的区域，成员数量非常多，这被解释为一次破坏性撞击事件的结果。这项自适应光学成像研究的目标有三个方面：描述Euphrosyne的形状，限制其密度，并寻找可能与家族形成事件相关的大型陨石坑。作为我们大型项目（ID：199.C-0074，PI：Vernazza）的一部分，我们在ESO的8.2 m VLT上使用SPHERE/ZIMPOL获得了Euphrosyne的磁盘分辨率图像。我们重建了它的三维形状使用亚当形状建模算法的基础上SPHERE图像和可用的光变曲线的小行星。我们分析了卫星的动力学与基因型元启发式算法。最后，我们用流体静力学平衡模型研究了Euphrosyne的形状。我们的SPHERE观测表明，Euphrosyne具有近似球形的形状，球度指数为0.9888，其表面没有大型撞击坑。Euphrosyne的直径为268+/-6公里，使其成为十大主带小行星之一。我们探测到Euphrosyne的一颗卫星-- S/2019（31）1--直径约4公里，位于圆形轨道上。由卫星轨道确定的质量和由形状模型计算的体积意味着其密度为1665+/-242 kg/m^3，这表明Euphrosyne内部可能含有很大一部分水冰。我们发现，Euphrosyne的球形形状是撞击后再积累过程的结果，就像（1…
2020-07-16 astro-ph.EP
Bayesian time series analysis of terrestrial impact cratering
彗星和小行星的巨大撞击可能对陆地生物进化产生了重要影响。我们知道地球上大约有180个高速撞击坑，年龄可达2400万年，直径可达300公里。一些研究发现，它们的年龄分布具有周期性，周期从1300万年到5000万年不等。有人进一步声称，这种周期可能与太阳系在银河平面上的周期性运动有因果关系。然而，这些研究中有许多存在方法学问题，例如对p值的误解、对周期图中的显著性的高估或未能考虑合理的替代模型。在这里，我开发了一个贝叶斯方法，在这个问题中的影响被视为一个随机现象。模型的影响概率的时间变化的定义和证据，他们在地质记录中使用贝叶斯因子进行比较。这种概率方法避免了对特别统计的需要，并且还明确使用了年龄的不确定性。我发现了强有力的证据，在过去的2.5亿年中，对于大于5公里的陨石坑，记录的撞击率呈单调下降趋势。在过去的1.5亿年里，当包含有年龄上限的陨石坑时，也发现了同样的情况。这与陨石坑的保存/发现偏差是一致的，这种偏差调节了原本恒定的撞击率。大于35公里（因此受侵蚀和填充的影响较小）和小于4亿年的陨石坑最好用恒定撞击概率模型来解释。在所有的数据集中，成坑率的周期性变化都是非常不利的。也没有证据表明周期性叠加在恒定的速率或趋势上，尽管这种更复杂的信号更难区分。
2011-10-16 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.data-an
Number of near-Earth objects and formation of lunar craters over the last billion years
我们比较了直径大于15公里、年龄小于1.1 Ga的月球陨石坑的数量，以及如果当时近地天体及其轨道要素的数量接近相应的当前值，那么1.1 Ga可能形成的陨石坑数量的估计值。对整个月球表面以及月球近侧的Oceanus Procellarum和maria区域的陨石坑进行了比较。在这些估计中，我们使用了近地天体与月球碰撞概率的值以及撞击坑直径对撞击物大小的依赖性。根据不同作者的估计，月海区域直径D>15公里的哥白尼环形山的数量密度至少是月球表面其余部分的两倍。我们的估计与近300 Ma以来可能发生的大型主带小行星灾难性碎裂之后近地天体数量的增长并不矛盾;但是，这些估计并不能证明这种增长。特别是，它们与Mazrouei等人（2019年）的推断并不冲突，即290 Ma前近地小行星与月球碰撞的频率增加了2.6倍。如果一个越地天体（ECO）在一年内与地球发生碰撞的概率等于10^-8，我们对撞击坑数量的估计与模型一致，根据模型，如果Losiak等人（2015）的数据为D 30 km，则整个月球表面15 km哥白尼撞击坑的数量密度与月海区域的数量密度相同<30 km were as complete as those for D>。根据ECOs与地球的碰撞概率以及该模型，撞击坑形成率在最近的1.1 Ga中可能是恒定的。
2020-10-31 astro-ph.EP
