Місячний кратер — чашоподібне заглиблення в поверхні Місяця. Абсолютна більшість місячних кратерів є метеоритними. Серед маленьких кратерів є вулканічні та утворені через провалювання ґрунту в підземні порожнини.
Кратери — це найпоширеніші на Місяці деталі рельєфу. Точну кількість навіть великих кратерів назвати неможливо через сильну зруйнованість багатьох із них, але для більш-менш збережених існують приблизні оцінки: 5000 кратерів, більших за , і порядку мільйона — більших за . Особливо сильно на вигляд Місяця вплинули гігантські кратери (басейни): їх викиди вкрили величезну площу, по їх краях стоять гірські ланцюги, а на дні багатьох із них з'явилися моря. Утворення метеоритних кратерів тривало протягом майже всієї історії Місяця — з часів появи у нього твердої поверхні — і продовжується дотепер. Після припинення на Місяці вулканізму це майже єдиний чинник зміни його рельєфу. Завдяки доступності для спостережень, великій кількості та часто добрій збереженості місячні кратери мають особливе значення для дослідження метеоритних кратерів загалом. Крім того, це важливе джерело даних про історію метеоритного бомбардування в Сонячній системі.
Дослідження місячних кратерів дають чимало інформації і про сам Місяць. У кратерах та їх викидах видно породи з його надр. Кратери, розташовані в місячних морях, дають змогу оцінити їхню глибину. За кількістю та станом збереженості кратерів можна розрахувати вік ділянки поверхні, де вони розташовані. З кратерами пов'язане проведення меж усіх періодів геологічної історії Місяця: ці межі або відповідають появі гігантських кратерівНижня межа нектарського періоду проведена за появою басейну Моря Нектару, ранньоімбрійської епохи — за появою басейну Моря Дощів, пізньоімбрійської епохи — за появою басейну Моря Східного., або базуються на певному стані збереженості кратерів чи їх викидівНижня межа ератосфенівського періоду визначається за станом збереженості рельєфу морських кратерів, а коперниківського періоду — за фактом збереження променів кратерів..
Розмір
Діаметр місячних кратерів варіює від мікроскопічного до порівнянного з розмірами самого Місяця. Відсутність нижньої межі розміру — результат відсутності атмосфери, що могла би знищувати чи сповільнювати дрібні метеороїди. Зазвичай кратер у разів більший за тіло, падінням якого він утворений. Це співвідношення сильно залежить від швидкості зіткнення, яка може варіювати в широких межах (від другої космічної швидкості для Місяця — — до із середнім значенням ).
Найбільший кратер Місяця (серед впевнено ідентифікованих) — 2400-кілометровий басейн Південний полюс — Ейткен. Друге місце посідає вдвічі менший басейн Моря Дощів. Є гіпотези про існування на Місяці й більших імпактних структур. Зокрема, є версія, що відмінності його видимого та зворотного боку є наслідком того, що видимий бік охоплений слідом гігантського зіткнення. Діаметр цього сліду становить за деякими уявленнями близько 3000 км, а за іншими — майже 7000 км (на чверть більше довжини місячного меридіана). Інша гіпотеза каже про дещо менший басейн, що охоплює переважно західну половину видимого боку Місяця («басейн Океану Бур» чи «басейн Гаргантюа»).
Глибина кратера зростає з діаметром, але її відношення до нього зменшується. У молодих 10-кілометрових кратерів глибина (відносно верхівки валу) становить близько 20 % діаметра, а у 100-кілометрових — . У глибина росте з діаметром повільніше, ніж у простих, і перехід між цими типами проявляється в виразному зламі на графіку залежності глибини від діаметра. З переходом від складних кратерів до басейнів (із появою внутрішнього кільця) відносна глибина стрибком падає вдвічі, і у басейнів діаметром становить . У басейна Південний полюс — Ейткен вона дорівнює лише 0,3 % (хоча частково це пояснюється його великим віком і, ймовірно, особливостями удару).
Висота валу змінюється з діаметром кратера подібно до глибини: у складних кратерів ця залежність слабша, ніж у простих, і на відповідному графіку видно виразний злам. У молодих 10-кілометрових кратерів висота валу (відносно рівня поверхні до удару) становить близько 4 % діаметра (1/5 глибини), а у 100-кілометрових — близько 1,5 % діаметра (1/3 глибини).
Деталі будови Будова метеоритних кратерів на Місяці подібна до їх будови на інших небесних тілах. Аналогічно виглядає і її залежність від діаметра кратера. Але значення діаметра, за яких з'являються або зникають різні ознаки кратерів, на кожному тілі свої (вони обернено пропорційні силі тяжіння, а також залежать від властивостей поверхні). Наведені тут значення стосуються Місяця.
До основних деталей новоутворених метеоритних кратерів належать: Центральна гірка. Складена глибинними породами, що після удару відскакують догори (подібно до краплі віддачі при падінні у воду невеликого предмета. Наявна у всіх свіжих кратерів розміром від 35 до та у багатьох менших. Для кратерів діаметром незвична, але зрідка трапляється навіть у 3-кілометрових. Зазвичай нижча за вал кратера, хоча є й винятки. У великих кратерів може мати кілька вершин. Дно кратера. Буває сферичним, плоским або нерівним. Сферичне дно трапляється лише у невеликих кратерів (приблизно до ). У більших та багатьох менших (навіть у деяких 2-кілометрових) в центрі є плоска ділянка, що з часом зменшується через сповзання ґрунту схилами кратера. Іноді дно вкрите застиглим імпактним розплавом. Він може утворювати й дрібні «озера» навколо кратера. Внутрішній схил. Може лишатися рівним або обвалюватися з утворенням зсувів чи терас. Обвалення трапляється у кратерів, більших за . В інтервалі воно наявне у половини свіжих кратерів. Тераси спостерігаються за діаметра . На них теж трапляються озера імпактного розплаву, що вказує на їх швидке формування. Похил поверхні на схилі молодих кратерів сягає, а подекуди й перевищує, 40°. Із часом він зменшується через осипання порід. Зовнішній вал. Утворений частково підйомом порід, що оточують кратер, а частково — викидами з нього. У простих кратерів гребінь валу кільцевий, у складних — хвилястий (вищерблений) через зсуви. При похилих ударах стає еліптичним. У молодих кратерів чіткий, у старих — розмитий. Ореол викидів, що вкриває навколишню місцевість. Поблизу кратера — неперервний, далі — переривчастий. Має згладжений рельєф, але перетятий неглибокими радіально видовженими западинами, що поодаль від кратера плавно переходять у ланцюжки вторинних кратерів. У молодих кратерів найчастіше вирізняється збільшеною яскравістю, бо тамтешній ґрунт опинився на поверхні недавно (з часом він тьмянішає під впливом жорсткого космічного випромінювання). Проте трапляються і кратери, оточені темним ореолом. Це буває в місцевостях, де під шаром світлого ґрунту лежить темний, що при появі кратера викидається нагору. Світлі промені, що радіально розходяться від кратера. Можуть сягати сотень кілометрів завдовжки. Частково утворені викинутою з кратера речовиною, а частково — місцевим ґрунтом, що при її падінні був викинутий на поверхню. Вторинні кратери, утворені викинутими при ударі тілами. Часто трапляються у скупченнях, в тому числі радіальних ланцюжках, від яких розходяться характерні ялинкоподібні візерунки. Здебільшого розташовані в межах променів.
Класифікація
Метеоритні кратери різного діаметра виглядають по-різному. Новоутворені місячні кратери кілометрового масштабу мають увігнуте дно доволі правильної сферичної чи параболічної форми (іноді з невеликою плоскою ділянкою в центрі) та рівний, без обвалень, внутрішній схил. Такі кратери називають простими. За діаметра понад кратер стає складним: у його центрі з'являється гірка, плоскою стає більша частина дна, а схил обвалюється та вкривається зсувами й терасами. Межа між простими та складними кратерами доволі розмита, і є багато проміжних представників. У ще більших кратерів () центральна гірка зникає, натомість усередині з'являється другий кільцевий хребет чи уступ, і їх називають басейнами. Ця послідовність подібна до тієї, що спостерігається на інших небесних тілах, але порогові значення діаметра там інші.
Звичайні кратери Найдокладнішу морфологічну класифікацію місячних кратерів розробили 1978 року Чарльз Вуд і Лейф Андерссон із Wood C.A. and Andersson L.E. (1978) Lunar & Planetary Laboratory Catalog of Lunar Craters: Part 1: Nearside. NASA TM 79328 (this work was never published ). Вона не включає басейни, кратери субкілометрових розмірів та деякі рідкісні типи (зокрема концентричні кратери).
Кратери типів ALC та BIO є простими. SOS — своєрідний тип, що випадає з послідовності інших; можливо, це вторинні або модифіковані якимись процесами кратери. TRI та TYC — складні кратери; один від одного ці типи відрізняються насамперед типом обвалення схилу (кратерам типу TYC, на відміну від TRI, притаманні тераси).
Тип Типовий представник Морфологічні ознаки Діаметр Зображення ALC Кратери з гострим валом, гладким внутрішнім схилом і сферичною формою дна чаші. BIO Біо Те саме, що тип ALC, але з невеликою плоскою ділянкою в центрі. SOS Созиген Кратери з більшою, ніж у попереднього типу, ділянкою плоского дна. Тераси внутрішнього схилу й центральна гірка так само відсутні. TRI Тріснеккер Найчастіше є невелика центральна гірка (особливо у великих). Внутрішній схил втрачає гладкість і має сліди обвалень. Можуть траплятися тераси. TYC Тихо Численні тераси на схилах, зубчастий вал, велике плоске дно чаші, зазвичай мають розвинену центральну гірку.
Басейни Вигляд басейнів теж змінюється з діаметром: у найменших басейнів ще є центральна гірка, але вже є й внутрішнє кільце (в вигляді гірського хребта). Їх називають протобасейнами () або басейнами з центральною гіркою (central peak basins). На Місяці лише два виразних представника цього типу — 140-кілометровий кратер Антоніаді та 170-кілометровий КомптонМожливо, до цього ж типу належить і 170-кілометровий кратер Гаузен, але у нього кільце дуже невиразне, а найбільший гірський масив суттєво зміщений від центру.; деякі басейни приблизно такого самого діаметра мають у центрі лише невеликий більш-менш кільцеподібний гірський масив (суттєво меншого діаметра, ніж у попереднього та наступних типів). Це басейни з кільцевим скупченням гірок (ringed peak-cluster basins) — рідкісний тип, виділений за дослідженнями Меркурія. На Місяці один такий басейн — 200-кілометровий Гумбольдт; за більшого діаметра центральна частина дна стає плоскою; абсолютний та відносний діаметр внутрішнього кільцевого хребта зростають. Це басейни з гірським кільцем (peak-ring basins). На основі альтиметричних та гравіметричних даних на Місяці ідентифіковано таких об'єктів; їх діаметр лежить у межах , а найвиразнішим представником є 320-кілометровий кратер Шредінгер. У цьому ж розмірному діапазоні лежать понад 20 басейнів, у яких внутрішнє кільце не збереглося;