Yo estaba en el equipo de orientación de una de las cámaras que descubrió la mayoría de estos nuevos cráteres de impacto. La razón de la distribución es simplemente que es más fácil encontrar cráteres de impacto "nuevos" en las regiones polvorientas de Marte. A menudo, lo que vemos es la zona de explosión de tonos oscuros creada por el impacto en los datos de baja resolución, que tiene una gran huella de área. Luego, apuntamos a esas manchas de tonos oscuros con las cámaras de mayor resolución, que tienen huellas MUCHO más pequeñas, para confirmar si las manchas son cráteres o no. Ver la imagen adjunta como ejemplo. Las manchas oscuras realmente se destacan en las regiones polvorientas, pero en las áreas no polvorientas no hay nada obvio que elegir para decir "oye, hay un nuevo cráter" como humano sin comparar imágenes tediosas.

La explicación más simple para la distribución latitudinal sería que la mayoría de los cuerpos pequeños del sistema solar que podrían impactar en uno de los planetas orbitan cerca del plano de la eclíptica y la inclinación orbital de Marte es solo ~$1.85^{\circ}$.

La "grumosidad" longitudinal puede deberse a diferencias en la tasa de erosión, ya que los nuevos impactos aparecen casi exclusivamente en las regiones sombreadas más claras.

Actualización/Ediciones
@LocalFluff mencionó un punto excelente que me hizo reexaminar mis pensamientos originales sobre este asunto.

Después de algunas excavaciones, resulta que (como era de esperar) se ha trabajado mucho en los cráteres de impacto solo en Marte. En cuanto a la distribución, hubo un estudio relativamente reciente de Robbins y Hynek , [2012] (doi:10.1029/2011JE003966)

Descubrieron que había una relación interesante entre la profundidad y el diámetro de los cráteres de impacto. Esta relación alcanza su punto máximo cerca de latitudes bajas (es decir, dentro de aproximadamente$\pm30^{\circ}$del ecuador marciano) y generalmente disminuye hacia latitudes más altas. Argumentan que la causa probable de los cráteres de mayor diámetro cerca de los polos resulta de una criosfera menos profunda . También encuentran que es más probable que los cráteres en latitudes altas sean complejos , lo ...are large and have a variety of interior morphologies such as wall terraces, central peaks, and flat floors...que argumentan que parte de la razón de los diferentes tipos de cráteres puede estar relacionada con la sustancia en la que golpea el impactador, es decir, hielo menos profundo en latitudes altas.

Cabe señalar que la morfología de los cráteres de impacto depende en gran medida de las propiedades del objetivo (p. ej., la superficie marciana) y del impactador, es decir, su masa, velocidad y ángulo de incidencia [p. ej., Barnouin et al. , 2012; Horedt y Neukum , 1984; Le Feuvre y Wieczorek , 2008; Neukum e Ivanov , 1994; lucio , 1988; Schultz , 1988].

Así que sigo pensando que mi respuesta original es parcialmente correcta en el sentido de que la mayoría de los impactos en latitudes altas serían más un golpe oblicuo que un impacto y una inmersión en el objetivo, lo que explica en parte el mayor diámetro en algunos casos. Además, como muestran Robbins y Hynek , [2012], la distribución de cráteres de ~1-3 km de diámetro alcanza claramente su punto máximo dentro de$\pm30^{\circ}$del ecuador marciano.

A continuación, he enumerado varios estudios relevantes que podría encontrar con una búsqueda rápida.

Referencias

• Barlow, NG y CB Perez "Morfologías de eyección de cráter de impacto marciano como indicadores de la distribución de volátiles del subsuelo", J. Geophys. Res. 108 (E8), págs. 5085, doi:10.1029/2002JE002036, 2003.
• Barnouin, OS, et al. "La morfología de los cráteres en Mercurio: resultados de los sobrevuelos de MESSENGER", Icarus 219 , pp. 414-427, 2012.
• Hartmann, WK "Descubrimiento de cuencas de anillos múltiples: percepción de la Gestalt en la ciencia planetaria", en: Merill, RB, Schultz, PH (Eds.), Cuencas de anillos múltiples: formación y evolución , Pergamon Press, Nueva York, NY, pp 79-90, 1981.
• Horedt, GP y G. Neukum "Impactos planetocéntricos versus heliocéntricos en el sistema de satélites joviano y saturnino", J. Geophys. Res. 89 , págs. 10405-10410, 1984.
• Le Feuvre, M. y MA Wieczorek "Cráteres no uniformes de los planetas terrestres", Icarus 197 , pp. 291-306, 2008.
• Mouginis-Mark, PJ "Morfología del cráter fluidizado marciano: variaciones con el tamaño del cráter, la latitud, la altitud y el material objetivo", J. Geophys. Res. 84 (B14), págs. 8011-8022, doi:10.1029/JB084iB14p08011, 1979.
• Neukum, G. y BA Ivanov, BA "Distribuciones de tamaño de cráteres y probabilidades de impacto en la Tierra a partir de datos de cráteres de asteroides, planetas terrestres y lunares", en: Gehrels, T., Matthews, MS, Schumann, AM (Eds.) , Hazards Due to Comets and Asteroids , University of Arizona Press, Tuscon, AZ, págs. 359-416, 1994.
• Pike, RJ "Geomorfología de los cráteres de impacto en Mercurio", en: Vilas, F., Chapman, CR, Matthews, MS (Eds.), Mercury , University of Arizona Press, Tuscon, AZ, pp. 165-273, 1988.
• Robbins, SJ y BM Hynek "Una nueva base de datos global de cráteres de impacto de Marte$\geq$1 km: 2. Propiedades globales del cráter y variaciones regionales del diámetro de transición de simple a complejo", J. Geophys. Res. 117 (E6), E6001, doi:10.1029/2011JE003966, 2012.
• Schultz, PH "Creación de cráteres en Mercurio - Una revisión", en: Vilas, F., Chapman, CR, Matthews, MS (Eds.), Mercury , University of Arizona Press, Tuscon, AZ, pp. 274-335, 1988.