惑星画像データを用いたクレーター飽和密度の研究;小惑星でのレゴリス層の成長過程

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月の海のクレーター累積個数密度をLunar Orbiterの高解像度写真から解析することにより、月表層地殻の物理的性質に対する制約条件を加えた。月の海に生成されるクレーターのサイズ分布を詳しく調べると、直径が300mから4kmの範囲でサイズ分布の傾き(べき乗指数)が大きく変化することが知られている。一般に、この傾きの急変の原因としては、1.衝突天体そのもののサイズ分布の反映、2.巨大衝突盆地の形成に伴う二次クレーターの影響、3.月地殻の深さ方向の強度変化、4.クレーター形成後の侵食、などが従来提唱されている。本研究では、地域別の詳細なクレーターサイズ分布を解析、比較することによって、これらの仮説の妥当性について検討した。第一に、静かの海と嵐の海の形成年代がほぼ等しい二地域のサイズ分布を比較し、それらが有為に異なることから、1.の仮説を否定した。次に、大型クレーターの近傍と十分遠方でのクレーターサイズ分布を嵐の海について比較し、ほとんど相違が見られないことから、2.の仮説も可能性が低いと判断した。静かの海の二地域、嵐の海の二地域、それぞれのサイズ分布を比較したところ、静かの海と嵐の海では有為な相違がある一方で、同一の海の中では有為な差は認められなかった。従って、本研究によるクレーターサイズ分布の解析結果は仮説3.と調和的である。仮説4.については今回は判定するにたるデータが得られなかったが、大きなクレーターよりも、小さなクレーターほど侵食が早いという仮定から、最近ではほとんど支持されていない。従って、今回の研究結果は、数百mから数kmの範囲のクレーターのサイズ分布が、月地殻の地域的な構造を反映していると解釈される。今後より多くの地域について検討進める必要がある。