冥王星とカロンの衝突クレーターは小さいカイパーベルト天体の不足を示します

冥王星とカロンの表面を太陽系創成期の外縁天体のレコーダーとしてみると外縁天体の大きさに偏りが有る。冥王星の表面更新で消えたわけでなく。冥王星が出来てから衝突する天体は直径２ｋｍ以上ばかり。以下、機械翻訳。
冥王星とカロンの衝突クレーターは小さいカイパーベルト天体の不足を示します

（2019年2月27日に提出された）
探査機ニューホライズンズによる冥王星とカロンの接近飛行は、カイパーベルト、海王星以遠を周回している広範囲の体の領域に埋め込まれたクレイデッド表面の高解像度画像を提供しました。冥王星とカロンの衝突クレーターは、望遠鏡で直接観測されたほとんどのKBOよりも小さい、〜40キロメートルから〜300メートルまでの直径を持つ他のカイパーベルト天体（KBO）との衝突によって形成されました。直径が約13キロメートル未満の小さなクレーターが比較的少ないことがわかりましたが、これは地質学的な表面改質だけでは説明できません。これは、小さなKBO（直径1〜2 km未満）の不足を意味します。冥王星とカロンのいくつかの表面は、おそらく40億年以上前のものであり、したがって、それらのクレーター記録は初期の太陽系におけるKBOのサイズ - 頻度分布に関する情報を提供します。
図1.カロンの地質 （A）バルカン平原（VP）。 （B）より滑らかなVPの高解像度表示
地域; （C）ハンモックフロアのクレーター。 （DとE）VPによって切られたかもしれない唯一の2つのクレーター
あるいは、その形成が既存の断層によって影響を受けた断層。 （F）部分的に埋められたクレーター（矢印）
VPの主な広がりをノーザンテレーン（Ozテラ）から分離している大きなシャスマータのすぐ北。 と（G
H）VP上の小さなクレーターの見解。 矢印は、マッピングされた小さなクレーターを示しますが、それより大きいものだけを示します。
1.4 km（10ピクセル）以上が分析に含まれていました。 画像の解像度とID（表S1を参照）：（ A）モザイクPELR_C_LORRI（865 mピクセル×1
PELR_C_LEISA_HIRES（234 mピクセル-1）; （G、D、H）PELR_C_LORRI_MVIC_CA（154 mピクセル×1　; （C、D、E、F）PEMV_C_LORRI_MVIC_CA（622 m px − 1）） 画像
向きは北向きの矢印で示されていますが、（B）を除いて北上に表示されます。 赤い長方形　他のパネルで拡大された領域を示します。


図2.地域的なクレーターサイズ - 頻度分布 （A）冥王星および（B）カロンSFDを相対値で表示 微分、またはRプロット。これはD-3分布に正規化されたクレーター空間密度を表示します（本文参照）。
10以上のクレーターがある地域。 （B）では、最高と最低の冥王星SFDが薄い灰色で重なっています。
Charon SFDとの比較。 凡例のタイトルは、リストされているように、観測名とマッピングされた領域を表します。
図S1に示しています。 Ｓ１とＳ２。 ちなみに、（B）の追加軸下軸は（インパクターとターゲットのウォーターアイス密度に基づく）おおよそのインパクター直径
等価gバンドH値、KBOの望遠鏡観察で使用される明るさの尺度（1）。破線は、差動ＳＦＤべき法則ｑ値−２、−３および−４の傾きを示す。 エラーバーはポアソン統計的不確実性（2）


図3インパクター母集団モデルと比較したカロンクレーターSFD。 （A）カロンクレーターデータ
（記号、図2と同じ）、2つのインパクターフラックスモデルからのクレーター個体数の予測
Ｓ１３（３）およびＧ１６（４、５）（曲線）、３つの異なる年齢面について示されている。経験的クレーター彩度
G16（4、5）で計算された密度も参考のために示されています。
その後の衝撃で前のクレーターが消えて新しいクレームが形成されるため、増加しません。 （B）同じ
インパクターフラックスのさらに3つのモデル、Z03（6）、G16（4、5）、およびBD15（7）で表示されたクレーターデータ。すべて4の場合
Ga古い表面。 （A）の膝モデルは参考のために含まれています。小惑星帯の衝突進化モデル（1、8、9）。クレーターデータは予測された斜面と一致しません
衝突進化モデル（KBO間の衝突により大量のフラグメントが生成される）そして小サイズで小惑星帯に似ていません。若者のクレーターに基づくZ03モデル
エウロパとガニメデの表面（6）は、カロンクレーター（D
図S1：冥王星上のマッピングされた領域
（A）PELR_P_LORRIモザイク（850m）上にマッピングされた等面積モルワイデクレーターの投影ｐｘ − １）。 背景モザイクには、PELR_P_LORRIシーケンスからの画像だけでなく、
PELR_P_LORRI_STEREO_MOSAIC（約400 mピクセル-1）およびその他の低解像度LORRI非遭遇半球をカバーする画像。 （B）の単純な円柱投影
広い地域を描いたモザイク。 色付きの領域はマッピング可能なPEMVの範囲を示しますP_MPAN1（480 m px-1）と黒い実線で囲まれたエリア
PEMV_P_MVIC_LORRI_CA（315 m px − 1） 高解像度のストリップも表示されます。PELR_P_MVIC_LORRI_CA（76 m px-1）、PELR_P_MPAN_1（117 m）の場合は、1、2、および3とラベル付けされています。px
それぞれ−１、およびＰＥＬＲ＿Ｐ＿ＬＥＩＳＡ＿ＨｉＲＥＳ（２３４ｍ ｐｘ − １）である。 クレーターSFDについては図2を参照してください。


図S2：Charon上のマッピングされた領域
（A）PELR_C_LORRI（865 m px − 1）上にマッピングされた等面積モルワイデクレーターの投影）
モザイク。 赤と青の輪郭は、Oz TerraとVulcan Planitiaの適用範囲を示しています。
それぞれ。 （B）マッピング可能領域の範囲を示す単純な円柱投影図 PELR_C_LORRI_MVIC_CAのそれぞれのモザイクの適用範囲と照明ジオメトリ）
154 mピクセル-1）、ＰＥＬＲ＿Ｃ＿ＬＥＩＳＡ＿ＨＩＲＥＳ（ラベル「２」； ４１０ｍ ｐｘ − １））、PEMV_C_LORRI_MVIC_CA（ラベル「3」、622 m px − 1）
） 黄色い輪郭はPEMV_C_LORRI_MVIC_CAのVPのマッピング可能な範囲 黄色い破線は中央を示します VPをほぼ等面積の東半分と西半分に分割する線 クレーターSFDについては図2を参照してください。


図S3：論文で議論された冥王星の地域
（A）冥王星の北極の近くで呪われた地形、（B）Cthulhu Regio、（C）Burney、マルチリング盆地、およびSputnik盆地の後の最大の火口
冥王星の出会いの半球、（D）冥王星の出会いの東側の地形　半球、（E）冥王星の推定低温火山構造物の1つ、ライトモンス（F）
識別可能なクレーターを含まないスプートニクプラニチアのCH4-CO氷床、（G）低クレーターの地域
スカープの後退によって再び浮上したように見える密度。 詳しくは（22、24、60、95）をご覧ください。
これらの地域の説明。 画像リクエストIDと解像度：（A、C、D、G）PEMV_P_MPAN1（４８０ｍ ｐｘ − １）。 （Ｂ、Ｅ、Ｆ）ＰＥＭＶ＿Ｐ＿ＬＯＲＲＩ＿ＭＶＩＣ＿ＣＡ（３１５ｍ ｐｘ − １）。 画像は北が上です。