Cráter de impacto

Criadores de impacto en el sistema solar

cráter de 500 kilómetros de ancho (310 mi) Engelier en la luna de Saturno Iapetus

El cráter prominente Tycho en las tierras altas del sur de la Luna

Recientemente formado (entre julio de 2010 y mayo de 2012) cráter de impacto en Marte mostrando un sistema de rayos prístino de eyecta

Meteor Crater de 50 mil años al este de Flagstaff, Arizona, EE.UU. en la Tierra

Un cráter de impacto es una depresión circular en la superficie de un objeto astronómico sólido formada por el impacto a hipervelocidad de un objeto más pequeño. A diferencia de los cráteres volcánicos, que son el resultado de una explosión o un colapso interno, los cráteres de impacto suelen tener bordes elevados y pisos que tienen una elevación más baja que el terreno circundante. Los cráteres de impacto lunar van desde cráteres microscópicos en rocas lunares devueltas por el programa Apolo y depresiones pequeñas, simples y en forma de cuenco en el regolito lunar hasta cuencas de impacto grandes, complejas y con múltiples anillos. Meteor Crater es un ejemplo bien conocido de un pequeño cráter de impacto en la Tierra.

Los cráteres de impacto son las características geográficas dominantes en muchos objetos sólidos del Sistema Solar, como la Luna, Mercurio, Calisto, Ganímedes y la mayoría de las lunas y asteroides pequeños. En otros planetas y lunas que experimentan procesos geológicos superficiales más activos, como la Tierra, Venus, Europa, Io y Titán, los cráteres de impacto visibles son menos comunes porque se erosionan, entierran o transforman por la tectónica con el tiempo. Donde tales procesos han destruido la mayor parte de la topografía original del cráter, se usan más comúnmente los términos estructura de impacto o astroblema. En la literatura temprana, antes de que se reconociera ampliamente la importancia de la formación de cráteres por impacto, los términos criptoexplosión o estructura criptovolcánica se usaban a menudo para describir lo que ahora se reconoce como características relacionadas con el impacto en la Tierra.

Los registros de cráteres de superficies muy antiguas, como Mercurio, la Luna y las tierras altas del sur de Marte, registran un período de intenso bombardeo temprano en el Sistema Solar interior hace unos 3900 millones de años. Desde entonces, la tasa de producción de cráteres en la Tierra ha sido considerablemente más baja, pero no obstante es apreciable. La Tierra experimenta, en promedio, de uno a tres impactos lo suficientemente grandes como para producir un cráter de 20 kilómetros de diámetro (12 millas) cada millón de años. Esto indica que debería haber muchos más cráteres relativamente jóvenes en el planeta de los que se han descubierto hasta ahora. La tasa de formación de cráteres en el sistema solar interior fluctúa como consecuencia de las colisiones en el cinturón de asteroides que crean una familia de fragmentos que a menudo se envían en cascada hacia el sistema solar interior. Formada en una colisión hace 80 millones de años, se cree que la familia de asteroides Baptistina causó un gran aumento en la tasa de impacto. La tasa de formación de cráteres de impacto en el Sistema Solar exterior podría ser diferente de la del Sistema Solar interior.

Aunque los procesos superficiales activos de la Tierra destruyen rápidamente el registro de impactos, se han identificado unos 190 cráteres de impacto terrestres. Estos varían en diámetro desde unas pocas decenas de metros hasta unos 300 km (190 mi), y varían en edad desde tiempos recientes (por ejemplo, los cráteres Sikhote-Alin en Rusia, cuya creación fue presenciada en 1947) hasta más de dos mil millones de años., aunque la mayoría tiene menos de 500 millones de años porque los procesos geológicos tienden a borrar los cráteres más antiguos. También se encuentran selectivamente en las regiones interiores estables de los continentes. Se han descubierto pocos cráteres submarinos debido a la dificultad de inspeccionar el fondo del mar, la rápida tasa de cambio del fondo del océano y la subducción del fondo del océano en el interior de la Tierra por procesos de tectónica de placas.

Los cráteres de impacto no deben confundirse con accidentes geográficos que pueden parecer similares, como calderas, sumideros, circos glaciares, diques anulares, domos de sal y otros.

Historia

Daniel M. Barringer, ingeniero de minas, estaba convencido ya en 1903 de que el cráter que poseía, Meteor Crater, era de origen cósmico. La mayoría de los geólogos de la época asumieron que se formó como resultado de una erupción volcánica de vapor.

Eugene Shoemaker, pionero investigador de cráter de impacto, aquí en un microscopio cristalino utilizado para examinar meteoritos

En la década de 1920, el geólogo estadounidense Walter H. Bucher estudió varios sitios que ahora se reconocen como cráteres de impacto en los Estados Unidos. Llegó a la conclusión de que habían sido creados por algún gran evento explosivo, pero creía que esta fuerza probablemente era de origen volcánico. Sin embargo, en 1936, los geólogos John D. Boon y Claude C. Albritton Jr. revisaron los estudios de Bucher y concluyeron que los cráteres que estudió probablemente se formaron por impactos.

Grove Karl Gilbert sugirió en 1893 que los cráteres de la Luna se formaron por impactos de grandes asteroides. Ralph Baldwin en 1949 escribió que los cráteres de la Luna eran en su mayoría de origen de impacto. Alrededor de 1960, Gene Shoemaker revivió la idea. Según David H. Levy, Shoemaker "vio los cráteres de la Luna como lugares lógicos de impacto que no se formaron gradualmente, en eones, sino de forma explosiva, en segundos". Para su Ph.D. Licenciado en la Universidad de Princeton (1960), bajo la dirección de Harry Hammond Hess, Shoemaker estudió la dinámica del impacto del cráter del meteorito. Shoemaker señaló que Meteor Crater tenía la misma forma y estructura que dos cráteres de explosión creados a partir de pruebas de bombas atómicas en el sitio de pruebas de Nevada, en particular Jangle U en 1951 y Teapot Ess en 1955. En 1960, Edward C. T. Chao y Shoemaker identificaron coesita (una forma de dióxido de silicio) en Meteor Crater, lo que demuestra que el cráter se formó a partir de un impacto que generó temperaturas y presiones extremadamente altas. Siguieron este descubrimiento con la identificación de coesita dentro de suevita en Nördlinger Ries, lo que demuestra su origen por impacto.

Con el conocimiento de las características metamórficas de choque, Carlyle S. Beals y sus colegas del Observatorio Astrofísico Dominion en Victoria, Columbia Británica, Canadá, y Wolf von Engelhardt de la Universidad de Tübingen en Alemania, comenzaron una búsqueda metódica de cráteres de impacto. Para 1970, habían identificado tentativamente más de 50. Aunque su trabajo fue controvertido, los alunizajes del Apolo estadounidense, que estaban en progreso en ese momento, proporcionaron evidencia de apoyo al reconocer la tasa de cráteres de impacto en la Luna. Debido a que los procesos de erosión en la Luna son mínimos, los cráteres persisten. Dado que se podía esperar que la Tierra tuviera aproximadamente la misma tasa de formación de cráteres que la Luna, quedó claro que la Tierra había sufrido muchos más impactos de los que se podían ver contando los cráteres evidentes.

Formación de cráteres

La formación de cráteres por impacto implica colisiones de alta velocidad entre objetos sólidos, por lo general mucho mayores que la velocidad del sonido en esos objetos. Tales impactos a hipervelocidad producen efectos físicos como fusión y vaporización que no ocurren en las colisiones subsónicas familiares. En la Tierra, ignorando los efectos de desaceleración del viaje a través de la atmósfera, la velocidad de impacto más baja con un objeto del espacio es igual a la velocidad de escape gravitacional de aproximadamente 11 km/s. Los impactos más rápidos ocurren a unos 72 km/s en el "peor de los casos" escenario en el que un objeto en una órbita casi parabólica retrógrada golpea la Tierra. La velocidad media de impacto en la Tierra es de unos 20 km/s.

Sin embargo, los efectos de desaceleración del viaje a través de la atmósfera desaceleran rápidamente cualquier impacto potencial, especialmente en los 12 kilómetros más bajos, donde se encuentra el 90 % de la masa atmosférica de la Tierra. Los meteoritos de hasta 7.000 kg pierden toda su velocidad cósmica debido al arrastre atmosférico a cierta altitud (punto de retardo), y comienzan a acelerar nuevamente debido a la gravedad de la Tierra hasta que el cuerpo alcanza su velocidad terminal de 0,09 a 0,16 km/ s. Cuanto más grande es el meteoroide (es decir, asteroides y cometas), más conserva su velocidad cósmica inicial. Mientras que un objeto de 9000 kg mantiene alrededor del 6 % de su velocidad original, uno de 900 000 kg ya conserva alrededor del 70 %. Los cuerpos extremadamente grandes (alrededor de 100.000 toneladas) no son frenados por la atmósfera en absoluto e impactan con su velocidad cósmica inicial si no se produce una desintegración previa.

Los impactos a estas altas velocidades producen ondas de choque en materiales sólidos, y tanto el impactador como el material impactado se comprimen rápidamente a alta densidad. Después de la compresión inicial, la región de alta densidad y sobrecomprimida se despresuriza rápidamente, explotando violentamente, para poner en marcha la secuencia de eventos que produce el cráter de impacto. Por lo tanto, la formación de cráteres de impacto es más parecida a la formación de cráteres por explosivos de alta potencia que por desplazamiento mecánico. De hecho, la densidad de energía de algunos materiales implicados en la formación de cráteres de impacto es muchas veces superior a la generada por los explosivos de gran potencia. Dado que los cráteres son causados por explosiones, casi siempre son circulares: solo los impactos de ángulo muy bajo causan cráteres significativamente elípticos.

Esto describe impactos en superficies sólidas. Los impactos en superficies porosas, como la de Hyperion, pueden producir compresión interna sin eyección, perforando un agujero en la superficie sin llenar los cráteres cercanos. Esto puede explicar el efecto 'esponjoso' aparición de esa luna.

Es conveniente dividir conceptualmente el proceso de impacto en tres etapas distintas: (1) contacto inicial y compresión, (2) excavación, (3) modificación y colapso. En la práctica, existe una superposición entre los tres procesos, por ejemplo, la excavación del cráter continúa en algunas regiones mientras que la modificación y el colapso ya están en marcha en otras.

Contacto y compresión

Cazadores anidados en Marte, 40.104° N, 125.005° E. Estos cráteres anidados son probablemente causados por cambios en la fuerza del material objetivo. Esto suele ocurrir cuando un material más débil sobrepone un material más fuerte.

En ausencia de atmósfera, el proceso de impacto comienza cuando el impactador toca por primera vez la superficie del objetivo. Este contacto acelera el objetivo y desacelera el impactador. Debido a que el impactador se mueve tan rápidamente, la parte trasera del objeto se mueve una distancia significativa durante el breve pero finito tiempo que tarda la desaceleración en propagarse a través del impactador. Como resultado, el impactador se comprime, su densidad aumenta y la presión dentro de él aumenta dramáticamente. Las presiones máximas en grandes impactos superan 1 TPa para alcanzar valores que se encuentran más comúnmente en el interior de los planetas o generados artificialmente en explosiones nucleares.

En términos físicos, una onda de choque se origina en el punto de contacto. A medida que esta onda de choque se expande, desacelera y comprime el impactador, y acelera y comprime el objetivo. Los niveles de tensión dentro de la onda de choque superan con creces la resistencia de los materiales sólidos; en consecuencia, tanto el impactador como el objetivo cercano al lugar del impacto sufren daños irreversibles. Muchos minerales cristalinos pueden transformarse en fases de mayor densidad mediante ondas de choque; por ejemplo, el cuarzo mineral común se puede transformar en las formas de mayor presión coesita y stishovita. Muchos otros cambios relacionados con el choque tienen lugar tanto dentro del impactador como del objetivo a medida que pasa la onda de choque, y algunos de estos cambios pueden usarse como herramientas de diagnóstico para determinar si las características geológicas particulares fueron producidas por cráteres de impacto.

A medida que la onda de choque decae, la región afectada se descomprime hacia presiones y densidades más habituales. El daño producido por la onda de choque eleva la temperatura del material. En todos los impactos, excepto en los más pequeños, este aumento de temperatura es suficiente para derretir el impactador, y en impactos más grandes para vaporizar la mayor parte y derretir grandes volúmenes del objetivo. Además de calentarse, el objetivo cerca del impacto es acelerado por la onda de choque y continúa alejándose del impacto detrás de la onda de choque en descomposición.

Excavación

El contacto, la compresión, la descompresión y el paso de la onda de choque ocurren en unas pocas décimas de segundo para un gran impacto. La excavación posterior del cráter ocurre más lentamente y durante esta etapa el flujo de material es en gran parte subsónico. Durante la excavación, el cráter crece a medida que el material objetivo acelerado se aleja del punto de impacto. El movimiento del objetivo es inicialmente hacia abajo y hacia afuera, pero se vuelve hacia afuera y hacia arriba. Inicialmente, el flujo produce una cavidad aproximadamente hemisférica que continúa creciendo y finalmente produce un cráter paraboloide (en forma de cuenco) en el que el centro ha sido empujado hacia abajo, se ha expulsado un volumen significativo de material y se ha empujado un borde del cráter topográficamente elevado. hasta. Cuando esta cavidad ha alcanzado su tamaño máximo, se denomina cavidad transitoria.

Herschel Crater en la luna de Saturno Mimas

La profundidad de la cavidad transitoria suele ser de un cuarto a un tercio de su diámetro. Los eyectados expulsados del cráter no incluyen el material excavado en toda la profundidad de la cavidad transitoria; típicamente, la profundidad de excavación máxima es solo alrededor de un tercio de la profundidad total. Como resultado, aproximadamente un tercio del volumen del cráter transitorio está formado por la eyección de material, y los dos tercios restantes están formados por el desplazamiento del material hacia abajo, hacia afuera y hacia arriba, para formar el borde elevado. Para impactos en materiales altamente porosos, también se puede formar un volumen de cráter significativo por la compactación permanente del espacio poroso. Tales cráteres de compactación pueden ser importantes en muchos asteroides, cometas y lunas pequeñas.

En impactos grandes, además del material desplazado y expulsado para formar el cráter, se pueden derretir y vaporizar volúmenes significativos de material objetivo junto con el impactador original. Parte de esta roca fundida por impacto puede ser expulsada, pero la mayor parte permanece dentro del cráter transitorio, formando inicialmente una capa de fusión por impacto que recubre el interior de la cavidad transitoria. Por el contrario, el material caliente, denso y vaporizado se expande rápidamente fuera de la cavidad en crecimiento, transportando algo de material sólido y fundido en su interior mientras lo hace. A medida que esta nube de vapor caliente se expande, sube y se enfría como el arquetipo de la nube en forma de hongo generada por grandes explosiones nucleares. En grandes impactos, la nube de vapor en expansión puede elevarse a muchas veces la altura de escala de la atmósfera, expandiéndose efectivamente hacia el espacio libre.

La mayor parte del material expulsado del cráter se deposita dentro de unos pocos radios de cráter, pero una pequeña fracción puede viajar grandes distancias a alta velocidad, y en grandes impactos puede exceder la velocidad de escape y abandonar por completo el planeta o la luna impactados. La mayoría del material más rápido es expulsado desde cerca del centro de impacto, y el material más lento es expulsado cerca del borde a bajas velocidades para formar una aleta coherente volcada de material eyectado inmediatamente fuera del borde. A medida que la eyección escapa del cráter en crecimiento, forma una cortina en expansión en forma de cono invertido. Se cree que la trayectoria de las partículas individuales dentro de la cortina es en gran parte balística.

Pequeños volúmenes de material sin fundir y relativamente sin impacto pueden astillarse a velocidades relativas muy altas desde la superficie del objetivo y desde la parte trasera del impactador. El desprendimiento proporciona un mecanismo potencial por el cual el material puede ser expulsado al espacio interplanetario en gran parte sin sufrir daños, y por el cual pequeños volúmenes del impactador pueden conservarse sin daños incluso en grandes impactos. También se pueden generar pequeños volúmenes de material de alta velocidad al principio del impacto mediante chorro. Esto ocurre cuando dos superficies convergen rápida y oblicuamente en un ángulo pequeño, y el material altamente impactado a alta temperatura es expulsado de la zona de convergencia con velocidades que pueden ser varias veces mayores que la velocidad del impacto.

Modificación y colapso

El tiempo puede cambiar drásticamente el aspecto de un cráter. Este montículo en el polo norte de Marte puede ser el resultado de un cráter de impacto que fue enterrado por sedimento y posteriormente reexpuesto por la erosión.

En la mayoría de las circunstancias, la cavidad transitoria no es estable y colapsa bajo la acción de la gravedad. En los cráteres pequeños, de menos de unos 4 km de diámetro en la Tierra, se produce un colapso limitado del borde del cráter junto con escombros que se deslizan por las paredes del cráter y el drenaje del impacto se derrite en la cavidad más profunda. La estructura resultante se llama cráter simple, y permanece en forma de cuenco y superficialmente similar al cráter transitorio. En los cráteres simples, la cavidad de excavación original está cubierta por una lente de brecha de colapso, material eyectado y roca fundida, y una parte del suelo central del cráter puede ser a veces plana.

Cuenca de impacto multi-ringed Valhalla en la luna de Júpiter Callisto

Por encima de cierto tamaño umbral, que varía con la gravedad planetaria, el colapso y la modificación de la cavidad transitoria son mucho más extensos, y la estructura resultante se denomina cráter complejo. El colapso de la cavidad transitoria es impulsado por la gravedad e implica tanto el levantamiento de la región central como el colapso hacia adentro del borde. El levantamiento central no es el resultado del rebote elástico, que es un proceso en el que un material con fuerza elástica intenta volver a su geometría original; más bien el colapso es un proceso en el que un material con poca o ninguna fuerza intenta volver a un estado de equilibrio gravitatorio.

Los cráteres complejos tienen centros elevados y, por lo general, tienen suelos de cráter anchos, planos y poco profundos y paredes en terrazas. En los tamaños más grandes, pueden aparecer uno o más anillos exteriores o interiores, y la estructura puede etiquetarse como una cuenca de impacto en lugar de un cráter de impacto. La morfología de cráteres complejos en los planetas rocosos parece seguir una secuencia regular a medida que aumenta el tamaño: los cráteres complejos pequeños con un pico topográfico central se denominan cráteres de pico central, por ejemplo Tycho; los cráteres de tamaño intermedio, en los que el pico central es reemplazado por un anillo de picos, se denominan cráteres de pico-anillo, por ejemplo Schrödinger; y los cráteres más grandes contienen múltiples anillos topográficos concéntricos, y se denominan cuencas multianulares, por ejemplo, Orientale. En los cuerpos helados (a diferencia de los rocosos), aparecen otras formas morfológicas que pueden tener pozos centrales en lugar de picos centrales y, en los tamaños más grandes, pueden contener muchos anillos concéntricos. Valhalla on Callisto es un ejemplo de este tipo.

Identificación de cráteres de impacto

Estructura de impacto de cráteres: cráteres simples y complejos

Wells Creek crater in Tennessee, United States: a close-up of shatter cones developed in fine grained dolomite

Cráter de decora: mapa de resistencia electromagnética aérea (USGS)

Meteor Crater en el estado de Arizona, fue el primer cráter de impacto confirmado del mundo.

Shoemaker Crater en Australia Occidental fue renombrado en memoria de Gene Shoemaker.

Los cráteres volcánicos no explosivos generalmente se pueden distinguir de los cráteres de impacto por su forma irregular y la asociación de flujos volcánicos y otros materiales volcánicos. Los cráteres de impacto también producen rocas derretidas, pero generalmente en volúmenes más pequeños con diferentes características.

La marca distintiva de un cráter de impacto es la presencia de roca que ha sufrido efectos metamórficos de choque, como conos rotos, rocas derretidas y deformaciones cristalinas. El problema es que estos materiales tienden a estar profundamente enterrados, al menos en cráteres simples. Sin embargo, tienden a revelarse en el centro elevado de un cráter complejo.

Los impactos producen efectos metamórficos de choque distintivos que permiten identificar claramente los sitios de impacto. Tales efectos metamórficos de choque pueden incluir:

• Una capa de roca destrozada o "brecciada" bajo el suelo del cráter. Esta capa se llama "objetivo de cerccia".
• Conos rotos, que son impresiones en forma de chevron en rocas. Tales conos se forman más fácilmente en rocas finas.
• Tipos de rocas de alta temperatura, incluyendo bloques laminados y soldados de arena, espherulites y tektites, o espastillas cristalinas de roca fundida. El origen de impacto de los tektites ha sido cuestionado por algunos investigadores; han observado algunas características volcánicas en los tektites no encontrados en los impactites. Los tektites también son más secos (contienen menos agua) que los impactos típicos. Mientras que las rocas fundidas por el impacto se asemejan a las rocas volcánicas, incorporan fragmentos no fundidos de roca, forman campos inusualmente grandes y desbrochados, y tienen una composición química mucho más mezclada que los materiales volcánicos producidos desde dentro de la Tierra. También pueden tener cantidades relativamente grandes de elementos de traza asociados con meteoritos, como níquel, platino, iridio y cobalto. Note: scientific literature has reported that some "shock" features, such as small shatter cones, which are often associated only with impact events, have been found also in terrestrial volcán eyecta.
• Deformaciones de presión microscópica de minerales. Estos incluyen patrones de fractura en cristales de cuarzo y feldespato, y la formación de materiales de alta presión como el diamante, derivados de grafito y otros compuestos de carbono, o stishovita y coesita, variedades de cuarzo impactado.
• Los cráteres enterrados, como el cráter de Decorah, se pueden identificar mediante la perforación, la resistividad electromagnética aérea y la gradiometría de gravedad aérea.

Importancia económica de los impactos

En la Tierra, los cráteres de impacto han dado como resultado minerales útiles. Algunos de los minerales producidos a partir de los efectos relacionados con el impacto en la Tierra incluyen minerales de hierro, uranio, oro, cobre y níquel. Se estima que el valor de los materiales extraídos de las estructuras de impacto es de cinco mil millones de dólares al año solo para América del Norte. La eventual utilidad de los cráteres de impacto depende de varios factores, especialmente la naturaleza de los materiales que se vieron afectados y cuándo se vieron afectados los materiales. En algunos casos los depósitos ya estaban en su lugar y el impacto los sacó a la superficie. Estos se denominan “depósitos económicos progenéticos”. Otros fueron creados durante el impacto real. La gran energía involucrada provocó el derretimiento. Los minerales útiles formados como resultado de esta energía se clasifican como "depósitos singenéticos". El tercer tipo, llamado “depósito epigenético”, es causado por la creación de una cuenca a partir del impacto. Muchos de los minerales de los que depende nuestra vida moderna están asociados con impactos en el pasado. El Vredeford Dome en el centro de la cuenca de Witwatersrand es el yacimiento de oro más grande del mundo que ha suministrado alrededor del 40% de todo el oro jamás extraído en una estructura de impacto (aunque el oro no provino del bólido). El asteroide que golpeó la región tenía 9,7 km (6 mi) de ancho. La cuenca de Sudbury fue causada por un cuerpo impactante de más de 9,7 km (6 mi) de diámetro. Esta cuenca es famosa por sus depósitos de elementos del grupo de níquel, cobre y platino. Hubo un impacto en la construcción de la estructura Carswell en Saskatchewan, Canadá; contiene depósitos de uranio. Los hidrocarburos son comunes alrededor de las estructuras de impacto. El cincuenta por ciento de las estructuras de impacto en América del Norte en cuencas sedimentarias que contienen hidrocarburos contienen campos de petróleo/gas.

Cráteres marcianos

Debido a las muchas misiones que estudiaron Marte desde la década de 1960, existe una buena cobertura de su superficie que contiene una gran cantidad de cráteres. Muchos de los cráteres de Marte difieren de los de la Luna y otras lunas, ya que Marte contiene hielo bajo tierra, especialmente en las latitudes más altas. Algunos de los tipos de cráteres que tienen formas especiales debido al impacto en suelo rico en hielo son cráteres de pedestal, cráteres de muralla, cráteres expandidos y cráteres LARLE.

Listas de cráteres

Cráteres de impacto en la Tierra

Mapa mundial en proyección equirectangular de los cráteres en la Base de Datos de Impacto de la Tierra a partir de noviembre de 2017 (en el archivo SVG, pasarela sobre un cráter para mostrar sus detalles)

En la Tierra, el reconocimiento de cráteres de impacto es una rama de la geología y está relacionado con la geología planetaria en el estudio de otros mundos. De muchos cráteres propuestos, relativamente pocos están confirmados. Los siguientes veinte son una muestra de artículos de sitios de impacto confirmados y bien documentados.

Consulte Earth Impact Database, un sitio web relacionado con 190 (a partir de julio de 2019) cráteres de impacto confirmados científicamente en la Tierra.

Algunos cráteres extraterrestres

Cráter de Balanchina en la cuenca de Caloris, fotografiado por MESSENGER, 2011

• Caloris Basin (Mercury)
• Hellas Basin (Mars)
• Herschel crater (Mimas)
• Mare Orientale (Moon)
• Cráter Petrarch (Mercury)
• Polo Sur – Cuenca de Aitken (Moon)

Los cráteres con nombre más grandes del Sistema Solar

El cráter de Tirawa atacando el terminante en Rhea, abajo a la derecha.

1. Cuenca Polar Norte/Borealis (disputada) – Marte – Diámetro: 10,600 km
2. Cuenca sur de Pole-Aitken – Luna – Diámetro: 2.500 km
3. Cuenca de Hellas – Marte – Diámetro: 2.100 km
4. Cuenca Caloris – Mercurio – Diámetro: 1,550 km
5. Cuenca del Imbrium – Luna – Diámetro: 1.100 km
6. Isidis Planitia – Marte – Diámetro: 1.100 km
7. Mare Tranquilitatis – Luna – Diámetro: 870 km
8. Argyre Planitia – Marte – Diámetro: 800 km
9. Rembrandt – Mercurio – Diámetro: 715 km
10. Cuenca de Serenitatis – Luna – Diámetro: 700 km
11. Mare Nubium – Luna – Diámetro: 700 km
12. Beethoven – Mercurio – Diámetro: 625 km
13. Valhalla – Callisto – Diámetro: 600 km, con anillos a 4.000 km de diámetro
14. Hertzsprung – Luna – Diámetro: 590 km
15. Turgis – Iapetus – Diámetro: 580 km
16. Apolo – Luna – Diámetro: 540 km
17. Engelier – Iapetus – Diámetro: 504 km
18. Mamaldi – Ñandú – Diámetro: 480 km
19. Huygens – Marte – Diámetro: 470 km
20. Schiaparelli – Marte – Diámetro: 470 km
21. Rheasilvia – 4 Vesta – Diámetro: 460 km
22. Gerin – Iapetus – Diámetro: 445 km
23. Odiseo – Tethys – Diámetro: 445 km
24. Korolev – Luna – Diámetro: 430 km
25. Falsaron – Iapetus – Diámetro: 424 km
26. Dostoevskij – Mercurio – Diámetro: 400 km
27. Menrva – Titan – Diámetro: 392 km
28. Tolstoj – Mercurio – Diámetro: 390 km
29. Goethe – Mercurio – Diámetro: 380 km
30. Malprimis – Iapetus – Diámetro: 377 km
31. Tirawa – Ñandú – Diámetro: 360 km
32. Cuenca Oriental – Luna – Diámetro: 350 km, con anillos a 930 km de diámetro
33. Evander – Dione – Diámetro: 350 km
34. Epigeus – Ganymede – Diámetro: 343 km
35. Gertrude – Titania – Diámetro: 326 km
36. Telemus – Tethys – Diámetro: 320 km
37. Asgard – Callisto – Diámetro: 300 km, con anillos a 1.400 km de diámetro
38. Estructura de impacto Vredefort – Tierra – Diámetro: 300 km
39. Kerwan – Ceres – Diámetro: 284 km
40. Powehiwehi – Ñandú – Diámetro: 271 km

Hay aproximadamente doce cráteres/cuencas de impacto más de 300 km en la Luna, cinco en Mercurio y cuatro en Marte. Grandes cuencas, algunas sin nombre pero en su mayoría menores de 300 km, también se pueden encontrar en las lunas de Saturno Dione, Rhea y Iapetus.