miniatura|Segell soviètic de 1957 dedicat al desè aniversari de la caiguda del meteorit de Sikhoté-Alín, que va crear diversos cràters d'impacte (el més gran tenia 26 m de diàmetre i 6 m de profunditat) Un cràter d'impacte és una depressió aproximadament circular a la superfície d'un planeta, satèl·lit o un altre cos sòlid del sistema solar (planeta nan, asteroide…), format per l'impacte hiperveloç d'un cos més petit (un meteorit, asteroide o cometa). Se sol utilitzar l'expressió llatina «crater» en la terminologia oficial els cràters d'impacte sobre cossos celestes diferents de la Terra, d'acord amb una convenció establerta per la Unió Astronòmica Internacional (UAI).
En contrast amb els cràters volcànics, que resulten d'una explosió o un col·lapse intern,Basaltic Volcanism Study Project. (1981). Basaltic Volcanism on the Terrestrial Planets; Pergamon Press, Inc.: New York, p. 746. els cràters d'impacte solen tenir vores i sòls més baixos que els terrenys circumdants.Consolmagno, G.J.; Schaefer, M.W. (1994). Worlds Apart: A Textbook in Planetary Sciences; Prentice Hall: Englewood Cliffs, NJ, p.56. Encara que el cràter meteorític potser és l'exemple més conegut d'un petit cràter d'impacte a la Terra, els cràters d'impacte van des de depressions petites, simples i en forma de bol fins a conques d'impacte grans i complexes.
Els cràters d'impacte són les característiques geogràfiques dominants en molts objectes sòlids del Sistema Solar que inclouen la Lluna, Mercuri, Cal·listo, Ganimedes i moltes llunes més petites, i els asteroides. En altres planetes i satèl·lits que experimenten processos geològics de superfície més actius, com la Terra, Venus, Mart, Europa, Io i Tità, els cràters d'impacte visibles són menys freqüents, ja que s'erosionen, queden enterrats o són transformats per la tectònica amb el pas del temps. Quan aquests processos han destruït la major part de la topografia original del cràter, els termes «estructura d'impacte» o «astroblema» són utilitzats més habitualment.
En la literatura, abans que la importància dels cràters d'impacte fos àmpliament reconeguda, es van utilitzar sovint els termes «criptoexplosió» o «estructura criptovolcànica» per descriure el que ara es reconeix com a característiques relacionades amb els cràters d'impacte de la Terra.French, B.M. (1998). Traces of Catastrophe: A Handbook of Shock-Metamorphic Effects in Terrestrial Meteorite Impact Structures; Simthsonian Institution: Washington DC, p. 97. http://www.lpi.usra.edu/publications/books/CB-954/CB-954.intro.html.
Els cràters amb una superfície molt antiga, com els de Mercuri, la Lluna i els de les terres altes del sud de Mart, es van formar durant període del gran bombardeig tardà en el Sistema Solar interior, fa uns 3.900 milions d'anys. El nombre de cràters formats a la Terra ha sigut considerablement menor, però és apreciable (d'un a tres impactes prou grans per produir un cràter de 20 km de diàmetre aproximadament cada milió d'anys).Carr, M.H. (2006) The surface of Mars; Cambridge University Press: Cambridge, UK, p. 23.Grieve R.A.; Shoemaker, E.M. (1994). The Record of Past Impacts on Earth in Hazards due to Comets and Asteroids, T. Gehrels, Ed.; University of Arizona Press, Tucson, AZ, p. 417–464. El nombre de cràters que es formen en el Sistema Solar interior varia a conseqüència de col·lisions en el cinturó d'asteroides, que creen una família de fragments que sovint viatgen en cascada cap al Sistema Solar interior. Es pensa que la família d'asteroides Baptistina, formada en una col·lisió fa 160 milions d'anys, ha provocat un gran augment en el nombre d'impacte, potser causant l'impacte del Chicxulub que podria haver desencadenat l'extinció del Cretaci-Paleogen fa 66 milions d'anys. S'ha de tenir en compte que el nombre de cràters d'impacte en el Sistema Solar exterior pot ser diferent al del Sistema Solar intern.
Encara que els processos actius de la superfície terrestre destrueixen ràpidament els registres dels impactes, s'han identificat prop de 190 cràters d'impacte terrestres.Grieve, R.A.F.; Cintala, M.J.; Tagle, R. (2007). Planetary Impacts in Encyclopedia of the Solar System, 2nd ed., L-A. McFadden et al. Eds, p. 826. Aquests varien de diàmetre d'unes poques desenes de metres fins a uns 300 km i tenen una antiguitat des de pocs anys (per exemple, la creació dels cràters de Sikhoté-Alín a Rússia van ser presenciats el 1947) fins a més de 2.000 milions d'anys, tot i que la majoria tenen menys de 500 milions d'anys d'antiguitat perquè els processos geològics solen destruir els cràters més antics. També es troben de manera selectiva a les regions interiors estables dels continents. S'han descobert pocs cràters submarins a causa de la dificultat d'estudiar el fons del mar, la velocitat de canvi del fons oceànic i la subducció del fons oceànic a l'interior de la Terra mitjançant processos de tectònica de plaques.
Els cràters d'impacte no s'han de confondre amb formacions semblants des de l'aire, com les calderes, cenotes, circs glacials, dics anulars, doms salins i altres.
Història del seu estudi Els cràters lunars han rebut diferents interpretacions al llarg dels segles: esculls de corall, anells de gel segons la doctrina del gel etern (Welteislehre) de Hans Hörbiger, ciclons,Bernard Nomblot, «Promenades sur la Lune : la croissante gibbeuse », émission sur Ciel et Espace Radio, 30 mai 2012 forats excavats pels selenites segons Johannes Kepler, volcanisme segons l'Astronomia popular de François Arago o Camille Flammarion.Sylvain Bouley, planétologue à l'Université d'Orsay, « Planètes sous le feu des astéroïdes, cratères du Système solaire », cycle de conférences Le ciel va-t-il nous tomber sur la tête ?, Universcience, 3 novembre 2012
El geòleg i empresari estatunidenc Daniel Moreau Barringer es va convèncer de l'existència de cràters d'impacte a la Terra el 1902, quan va ser el primer en identificar una estructura geològica de cràter d'impacte al descobrir en el Meteor Crater (Arizona) petits fragments de ferro que s'atribueixen a la caiguda d'un meteorit de ferro. Però la seva hipòtesi va ser poc acceptada per la comunitat científica, que, com el geòleg Walter Hermann Bucher, estava a favor de la hipòtesi de l'explosió volcànica.
L'assumpte va romandre subjecte a l'especulació fins als anys seixanta; al llarg dels anys, molts geòlegs (incloent Eugene M. Shoemaker, co-descobridor del cometa Shoemaker-Levy 9) van fer estudis detallats sobre els cràters, trobant proves clares d'haver estat creats per impactes, identificant els efectes del metamorfisme de xoc dels minerals, que només estan associats amb llocs d'un impacte, dels quals el més familiar és la coesita trobada a la superfície del Meteor Crater, que revela un fort impacte.
Amb un millor coneixement del quars d'impacte, Carlyle Smith Beals i els seus col·legues de l'Observatori Federal de Victoria (Canadà), i Wolf von Engelhardt de la Universitat de Tübingen (Alemanya), van començar des de la fi dels anys 1960 una recerca sistemàtica dels cràters d'impacte, i van identificar més de 50 en 1970. Encara que la seva investigació va ser controvertida, el programa Apollo va proporcionar evidències de suport al revelar l'alta taxa de craterització de la Lluna, el que suggereix que la Terra també va rebre el Gran bombardeig tardà, però que l'erosió ha eliminat la majoria dels seus cràters d'impacte.
La formació dels cràters d'impacte
El cràter d'impacte implica col·lisions d'alta velocitat entre objectes sòlids, generalment molt més grans que la velocitat del so en aquests objectes. Aquests impactes d'alta velocitat produeixen efectes físics com la fusió i la vaporització que no ocorren en la família de col·lisions sub-sòniques. A la Terra, ignorant els efectes de desacceleració del recorregut per l'atmosfera, la velocitat d'impacte més baixa d'un objecte que prové de l'espai és igual a la velocitat d'escapament gravitacional (uns 11 km/s). Els impactes més ràpids es produeixen a uns 72 km/s en l'escenari del «pitjor cas», en què un objecte en una òrbita quasi parabòlica retrògrada colpeja a la Terra. La velocitat mitjana d'impacte a la Terra és d'uns 20 km/s.
miniatura|esquerra|Simulació de laboratori d'un esdeveniment d'impacte i formació del cràter (video) No obstant això, els efectes de desacceleració durant el recorregut per l'atmosfera disminueixen ràpidament qualsevol objecte impactant potencial, especialment en els de menys de 12 km, on el 90% de la massa es queda a l'atmosfera terrestre. Els meteorits de fins a 7.000 kg perden tota la seva velocitat còsmica a causa del fregament atmosfèric a certa altitud (punt de retard) i comencen a accelerar de nou a causa de la gravetat de la Terra fins que el cos arriba a la seva velocitat terminal de 0,09 a 0,16 km/s. Com més gran sigui el meteoroide (és a dir asteroides i cometes), més conserva la seva velocitat còsmica inicial. Mentre un objecte de 9.000 kg manté al voltant del 6% de la seva velocitat original, un de 900.000 kg ja conserva al voltant del 70%. Els cossos extremadament grans (unes 100.000 tones) no es veuen desaccelerats per l'atmosfera i tenen un impacte amb la seva velocitat còmica inicial si no es produeix una desintegració prèvia.
Els impactes a aquestes altes velocitats produeixen ones de xoc en materials sòlids, i tant l'impactador com el material impactat es comprimeixen ràpidament a alta densitat. Després de la compressió inicial, la regió d'alta densitat, sobrecomprimida, depressura ràpidament, explotant violentament, per posar en marxa la seqüència d'esdeveniments que produeixen el cràter d'impacte. La formació d'un cràter d'impacte és, per tant, més propera a la del cràter per grans explosius que per desplaçament mecànic. De fet, la densitat d'energia d'algun material implicat en la formació de cràters d'impacte és moltes vegades superior a la que generen els grans explosius. Atès que els cràters són causats per explosions, gairebé sempre són circulars, només els impactes d'angle baix causen cràters significativament el·líptics.Melosh, H.J., 1989, Impact cratering: A geologic process: New York, Oxford University Press, 245 p.
Això descriu els impactes sobre superfícies sòlides. Els impactes sobre superfícies poroses, com la d'Hiperió, poden produir una compressió interna sense ejeccions, creant un forat a la superfície sense formar cràters. Això pot explicar l'aparença d'«esponja» d'aquesta lluna.'Key to Giant Space Sponge Revealed', Space.com, 4 July 2007
És convenient dividir conceptualment el procés d'impacte en tres etapes diferents: contacte i compressió, excavació, modificació i col·lapse.
A la pràctica, hi ha una superposició entre els tres processos, per exemple, amb l'excavació del cràter que continua en algunes regions, mentre que la modificació i el col·lapse ja estan en marxa en altres.
Contacte i compressió Els cràters són menys nombrosos en els planetes que tenen un embolcall gasós. La fricció amb l'atmosfera frena bruscament als meteorits i aquests pateixen un escalfament molt intens. La seva temperatura arriba a milers de graus i pot donar lloc a tres fenòmens diferents segons siguin la composició, la massa, la velocitat, la direcció i la forma del meteorit. Es pot produir: volatilització a gran altura (cau llavors lentament a terra un polsim meteorític); desintegració prop del sòl, deguda a l'enorme diferència de temperatura entre l'interior i l'exterior del meteorit (en aquest cas els fragments majors projectats en la direcció del sòl es comporten en el terreny com si fossin altres tants meteorits primaris); desgast considerable durant la travessia de l'atmosfera (ablació). En aquest cas pot arribar a terra una mena bloc homogeni, que si mesura diversos metres produeix la desintegració explosiva ja assenyalada. Així, la presència d'atmosfera té com a conseqüència la reducció del nombre i les dimensions dels meteorits que arriben a terra.