cratera de impacto -Impact crater

Crateras de impacto no Sistema Solar
Cratera Engelier de 500 quilômetros de largura (310 milhas) na lua de Saturno Iapetus
A proeminente cratera Tycho nas terras altas do sul da Lua
Cratera de impacto recém-formada (entre julho de 2010 e maio de 2012) em Marte mostrando um sistema de raios pristine de material ejetado
Cratera do Meteoro de 50.000 anos a leste de Flagstaff, Arizona, EUA na Terra

Uma cratera de impacto é uma depressão na superfície de um planeta , lua ou outro corpo sólido no Sistema Solar ou em outro lugar, formado pelo impacto de hipervelocidade de um corpo menor. Em contraste com as crateras vulcânicas , que resultam de explosão ou colapso interno, as crateras de impacto normalmente têm bordas elevadas e pisos que são mais baixos em elevação do que o terreno circundante. As crateras de impacto lunar variam de crateras microscópicas em rochas lunares devolvidas pelo Programa Apollo e depressões pequenas, simples e em forma de tigela no regolito lunar a bacias de impacto grandes, complexas e com vários anéis. A Cratera do Meteoro é um exemplo bem conhecido de uma pequena cratera de impacto na Terra.

As crateras de impacto são as características geográficas dominantes em muitos objetos sólidos do Sistema Solar, incluindo a Lua , Mercúrio , Calisto , Ganimedes e a maioria das pequenas luas e asteróides . Em outros planetas e luas que experimentam processos geológicos de superfície mais ativos, como Terra , Vênus , Europa , Io e Titã , as crateras de impacto visíveis são menos comuns porque se tornam erodidas , enterradas ou transformadas pela tectônica ao longo do tempo. Onde tais processos destruíram a maior parte da topografia original da cratera, os termos estrutura de impacto ou astroblema são mais comumente usados. Na literatura inicial, antes que o significado das crateras de impacto fosse amplamente reconhecido, os termos criptoexplosão ou estrutura criptovulcânica eram frequentemente usados ​​para descrever o que agora é reconhecido como características relacionadas ao impacto na Terra.

Os registros de crateras de superfícies muito antigas, como Mercúrio, a Lua e as terras altas do sul de Marte, registram um período de intenso bombardeio inicial no Sistema Solar interno há cerca de 3,9 bilhões de anos. A taxa de produção de crateras na Terra desde então tem sido consideravelmente mais baixa, mas é apreciável mesmo assim; A Terra experimenta de um a três impactos grandes o suficiente para produzir uma cratera de 20 quilômetros de diâmetro (12 milhas) cerca de uma vez a cada milhão de anos em média. Isso indica que deve haver muito mais crateras relativamente jovens no planeta do que as descobertas até agora. A taxa de formação de crateras no sistema solar interno flutua como consequência de colisões no cinturão de asteróides que criam uma família de fragmentos que geralmente são enviados em cascata para o sistema solar interno. Formada em uma colisão há 80 milhões de anos, acredita-se que a família de asteroides Baptistina tenha causado um grande aumento na taxa de impacto. Observe que a taxa de crateras de impacto no Sistema Solar externo pode ser diferente do Sistema Solar interno.

Embora os processos ativos da superfície da Terra destruam rapidamente o registro de impacto, cerca de 190 crateras de impacto terrestres foram identificadas. Estes variam em diâmetro de algumas dezenas de metros até cerca de 300 km (190 milhas), e variam em idade desde tempos recentes (por exemplo, as crateras Sikhote-Alin na Rússia cuja criação foi testemunhada em 1947) a mais de dois bilhões de anos , embora a maioria tenha menos de 500 milhões de anos porque os processos geológicos tendem a obliterar as crateras mais antigas. Eles também são encontrados seletivamente nas regiões estáveis ​​do interior dos continentes . Poucas crateras submarinas foram descobertas por causa da dificuldade de pesquisar o fundo do mar, a rápida taxa de mudança do fundo do oceano e a subducção do fundo do oceano para o interior da Terra por processos de placas tectônicas .

As crateras de impacto não devem ser confundidas com formas de relevo que podem parecer semelhantes , incluindo caldeiras , dolinas , circos glaciais , diques em anel , cúpulas de sal e outros.

História

Daniel M. Barringer, engenheiro de minas, estava convencido já em 1903 de que a cratera que possuía, a Cratera do Meteoro , era de origem cósmica. No entanto, a maioria dos geólogos da época assumiu que se formou como resultado de uma erupção de vapor vulcânico.

Eugene Shoemaker , pesquisador pioneiro de crateras de impacto, aqui em um microscópio cristalográfico usado para examinar meteoritos

Na década de 1920, o geólogo americano Walter H. Bucher estudou vários locais hoje reconhecidos como crateras de impacto nos Estados Unidos. Ele concluiu que eles haviam sido criados por algum grande evento explosivo, mas acreditava que essa força era provavelmente de origem vulcânica . No entanto, em 1936, os geólogos John D. Boon e Claude C. Albritton Jr. revisitaram os estudos de Bucher e concluíram que as crateras que ele estudou provavelmente foram formadas por impactos.

Grove Karl Gilbert sugeriu em 1893 que as crateras da Lua foram formadas por grandes impactos de asteróides. Ralph Baldwin em 1949 escreveu que as crateras da Lua eram principalmente de origem de impacto. Por volta de 1960, Gene Shoemaker reviveu a ideia. De acordo com David H. Levy , Gene "viu as crateras na Lua como locais de impacto lógicos que se formaram não gradualmente, em eras , mas explosivamente, em segundos". Para seu Ph.D. Licenciado em Princeton (1960), sob a orientação de Harry Hammond Hess , Shoemaker estudou a dinâmica de impacto da Cratera do Meteoro Barringer . Shoemaker observou que a Cratera do Meteoro tinha a mesma forma e estrutura que duas crateras de explosão criadas a partir de testes de bombas atômicas no Local de Testes de Nevada , notavelmente Jangle U em 1951 e Teapot Ess em 1955. Em 1960, Edward CT Chao e Shoemaker identificaram coesita (uma forma de dióxido de silício ) na Cratera do Meteoro, provando que a cratera foi formada a partir de um impacto gerando temperaturas e pressões extremamente altas. Eles seguiram essa descoberta com a identificação de coesita dentro de suevite em Nördlinger Ries , comprovando sua origem de impacto.

Armados com o conhecimento das características metamórficas de choque, Carlyle S. Beals e colegas do Observatório Astrofísico Dominion em Victoria, British Columbia , Canadá e Wolf von Engelhardt da Universidade de Tübingen na Alemanha começaram uma busca metódica por crateras de impacto. Em 1970, eles identificaram provisoriamente mais de 50. Embora seu trabalho fosse controverso, os pousos americanos da Apollo na Lua, que estavam em andamento na época, forneceram evidências de apoio ao reconhecer a taxa de crateras de impacto na Lua . Como os processos de erosão na Lua são mínimos, as crateras persistem. Uma vez que se poderia esperar que a Terra tivesse aproximadamente a mesma taxa de formação de crateras que a Lua, ficou claro que a Terra havia sofrido muito mais impactos do que poderia ser visto pela contagem de crateras evidentes.

Formação de crateras

Uma simulação de laboratório de um evento de impacto e formação de cratera

As crateras de impacto envolvem colisões de alta velocidade entre objetos sólidos, normalmente muito maiores que a velocidade do som nesses objetos. Esses impactos de hipervelocidade produzem efeitos físicos como fusão e vaporização que não ocorrem em colisões subsônicas familiares. Na Terra, ignorando os efeitos de desaceleração da viagem pela atmosfera, a velocidade de impacto mais baixa com um objeto do espaço é igual à velocidade de escape gravitacional de cerca de 11 km/s. Os impactos mais rápidos ocorrem a cerca de 72 km/s no "pior cenário" em que um objeto em uma órbita retrógrada quase parabólica atinge a Terra. A velocidade média de impacto na Terra é de cerca de 20 km/s.

No entanto, os efeitos de desaceleração da viagem através da atmosfera desaceleram rapidamente qualquer impactor potencial, especialmente nos 12 quilômetros mais baixos, onde reside 90% da massa atmosférica da Terra. Meteoritos de até 7.000 kg perdem toda a sua velocidade cósmica devido ao arrasto atmosférico a uma certa altitude (ponto de retardo), e começam a acelerar novamente devido à gravidade da Terra até que o corpo atinja sua velocidade terminal de 0,09 a 0,16 km/s. Quanto maior o meteoróide (ou seja, asteróides e cometas), mais de sua velocidade cósmica inicial ele preserva. Enquanto um objeto de 9.000 kg mantém cerca de 6% de sua velocidade original, um de 900.000 kg já preserva cerca de 70%. Corpos extremamente grandes (cerca de 100.000 toneladas) não são desacelerados pela atmosfera e impactam com sua velocidade cósmica inicial se não ocorrer desintegração anterior.

Impactos nessas altas velocidades produzem ondas de choque em materiais sólidos, e tanto o impactador quanto o material impactado são rapidamente comprimidos até alta densidade. Após a compressão inicial, a região de alta densidade e supercomprimida rapidamente despressuriza, explodindo violentamente, para desencadear a sequência de eventos que produz a cratera de impacto. A formação de crateras de impacto é, portanto, mais análoga à formação de crateras por altos explosivos do que por deslocamento mecânico. De fato, a densidade de energia de alguns materiais envolvidos na formação de crateras de impacto é muitas vezes maior do que a gerada por altos explosivos. Como as crateras são causadas por explosões , elas são quase sempre circulares – apenas impactos de ângulo muito baixo causam crateras significativamente elípticas.

Isso descreve impactos em superfícies sólidas. Impactos em superfícies porosas, como a do Hyperion , podem produzir compressão interna sem ejeção, perfurando um buraco na superfície sem preencher as crateras próximas. Isso pode explicar a aparência 'esponja' dessa lua.

É conveniente dividir conceitualmente o processo de impacto em três fases distintas: (1) contato inicial e compressão, (2) escavação, (3) modificação e colapso. Na prática, há sobreposição entre os três processos com, por exemplo, a escavação da cratera continuando em algumas regiões enquanto a modificação e o colapso já estão em andamento em outras.

Contato e compressão

Crateras aninhadas em Marte, 40.104° N, 125.005° E. Essas crateras aninhadas são provavelmente causadas por mudanças na resistência do material alvo. Isso geralmente acontece quando um material mais fraco se sobrepõe a um material mais forte.

Na ausência de atmosfera , o processo de impacto começa quando o impactor toca pela primeira vez a superfície do alvo. Este contato acelera o alvo e desacelera o impactor. Como o impactor está se movendo tão rapidamente, a parte traseira do objeto se move uma distância significativa durante o tempo curto, mas finito, necessário para a desaceleração se propagar pelo impactor. Como resultado, o impactor é comprimido, sua densidade aumenta e a pressão dentro dele aumenta drasticamente. As pressões de pico em grandes impactos ultrapassam 1 T Pa para atingir valores mais comumente encontrados nas profundezas dos interiores dos planetas, ou gerados artificialmente em explosões nucleares .

Em termos físicos, uma onda de choque se origina do ponto de contato. À medida que essa onda de choque se expande, ela desacelera e comprime o impactor e acelera e comprime o alvo. Os níveis de tensão dentro da onda de choque excedem em muito a resistência dos materiais sólidos; consequentemente, tanto o impactador quanto o alvo próximo ao local do impacto são irreversivelmente danificados. Muitos minerais cristalinos podem ser transformados em fases de alta densidade por ondas de choque; por exemplo, o quartzo mineral comum pode ser transformado nas formas de alta pressão coesita e stishovite . Muitas outras mudanças relacionadas ao choque ocorrem tanto no impactor quanto no alvo à medida que a onda de choque passa, e algumas dessas mudanças podem ser usadas como ferramentas de diagnóstico para determinar se características geológicas específicas foram produzidas por crateras de impacto.

À medida que a onda de choque decai, a região de choque descomprime em direção a pressões e densidades mais usuais. O dano produzido pela onda de choque eleva a temperatura do material. Em todos os impactos, exceto nos menores, esse aumento de temperatura é suficiente para derreter o impactor, e em impactos maiores para vaporizar a maior parte dele e derreter grandes volumes do alvo. Além de ser aquecido, o alvo próximo ao impacto é acelerado pela onda de choque e continua se afastando do impacto atrás da onda de choque em decomposição.

Escavação

Contato, compressão, descompressão e a passagem da onda de choque ocorrem dentro de alguns décimos de segundo para um grande impacto. A escavação subsequente da cratera ocorre de forma mais lenta e, durante esta fase, o fluxo de material é em grande parte subsônico. Durante a escavação, a cratera cresce à medida que o material alvo acelerado se afasta do ponto de impacto. O movimento do alvo é inicialmente para baixo e para fora, mas torna-se para fora e para cima. O fluxo inicialmente produz uma cavidade aproximadamente hemisférica que continua a crescer, eventualmente produzindo uma cratera parabolóide (em forma de tigela) na qual o centro foi empurrado para baixo, um volume significativo de material foi ejetado e uma borda de cratera topograficamente elevada foi empurrada. acima. Quando esta cavidade atinge seu tamanho máximo, é chamada de cavidade transiente.

A profundidade da cavidade transitória é tipicamente de um quarto a um terço do seu diâmetro. O material ejetado da cratera não inclui material escavado de toda a profundidade da cavidade transitória; normalmente a profundidade da escavação máxima é apenas cerca de um terço da profundidade total. Como resultado, cerca de um terço do volume da cratera transitória é formado pela ejeção de material, e os dois terços restantes são formados pelo deslocamento do material para baixo, para fora e para cima, para formar a borda elevada. Para impactos em materiais altamente porosos, um volume significativo de cratera também pode ser formado pela compactação permanente do espaço poroso . Essas crateras de compactação podem ser importantes em muitos asteróides, cometas e pequenas luas.

Em grandes impactos, bem como material deslocado e ejetado para formar a cratera, volumes significativos de material alvo podem ser derretidos e vaporizados junto com o impactador original. Parte dessa rocha derretida por impacto pode ser ejetada, mas a maior parte permanece dentro da cratera transitória, formando inicialmente uma camada de derretimento de impacto cobrindo o interior da cavidade transitória. Em contraste, o material vaporizado denso e quente se expande rapidamente para fora da cavidade em crescimento, carregando algum material sólido e fundido dentro dela. À medida que esta nuvem de vapor quente se expande, ela sobe e esfria muito como a nuvem de cogumelo arquetípica gerada por grandes explosões nucleares. Em grandes impactos, a nuvem de vapor em expansão pode subir muitas vezes a altura da escala da atmosfera, expandindo-se efetivamente para o espaço livre.

A maior parte do material ejetado da cratera é depositado dentro de alguns raios de cratera, mas uma pequena fração pode viajar grandes distâncias em alta velocidade e, em grandes impactos, pode exceder a velocidade de escape e deixar o planeta ou lua impactado inteiramente. A maioria do material mais rápido é ejetado próximo ao centro de impacto, e o material mais lento é ejetado próximo ao aro em baixas velocidades para formar uma aba coerente de material ejetado imediatamente fora do aro. À medida que o material ejetado escapa da cratera em crescimento, forma uma cortina em expansão na forma de um cone invertido. Acredita-se que a trajetória de partículas individuais dentro da cortina seja amplamente balística.

Pequenos volumes de material não derretido e relativamente sem choque podem ser fragmentados em velocidades relativas muito altas da superfície do alvo e da parte traseira do impactador. Spalling fornece um mecanismo potencial pelo qual o material pode ser ejetado no espaço interplanetário em grande parte sem danos, e pelo qual pequenos volumes do impactador podem ser preservados sem danos, mesmo em grandes impactos. Pequenos volumes de material de alta velocidade também podem ser gerados no início do impacto por jato. Isso ocorre quando duas superfícies convergem rápida e obliquamente em um pequeno ângulo, e o material de alta temperatura altamente chocado é expelido da zona de convergência com velocidades que podem ser várias vezes maiores que a velocidade de impacto.

Modificação e colapso

O intemperismo pode alterar drasticamente o aspecto de uma cratera. Este monte no pólo norte de Marte pode ser o resultado de uma cratera de impacto que foi enterrada por sedimentos e posteriormente reexposta pela erosão .

Na maioria das circunstâncias, a cavidade transitória não é estável e colapsa sob a ação da gravidade. Em pequenas crateras, com menos de 4 km de diâmetro na Terra, há algum colapso limitado da borda da cratera, juntamente com detritos deslizando pelas paredes da cratera e a drenagem do impacto derrete na cavidade mais profunda. A estrutura resultante é chamada de cratera simples e permanece em forma de tigela e superficialmente semelhante à cratera transitória. Em crateras simples, a cavidade de escavação original é coberta por uma lente de brecha de colapso , material ejetado e rocha derretida, e uma parte do fundo da cratera central pode às vezes ser plana.

Bacia de impacto multi-anéis Valhalla na lua de Júpiter Calisto

Acima de um certo tamanho limiar, que varia com a gravidade planetária, o colapso e a modificação da cavidade transitória são muito mais extensos, e a estrutura resultante é chamada de cratera complexa . O colapso da cavidade transitória é impulsionado pela gravidade e envolve tanto o levantamento da região central quanto o colapso interno do aro. O levantamento central não é resultado do rebote elástico , que é um processo no qual um material com resistência elástica tenta retornar à sua geometria original; ao contrário, o colapso é um processo no qual um material com pouca ou nenhuma resistência tenta retornar a um estado de equilíbrio gravitacional .

Crateras complexas têm centros erguidos, e têm tipicamente amplos pisos de crateras rasas e planas e paredes em terraços . Nos tamanhos maiores, um ou mais anéis externos ou internos podem aparecer e a estrutura pode ser rotulada como uma bacia de impacto em vez de uma cratera de impacto. A morfologia de crateras complexas em planetas rochosos parece seguir uma sequência regular com tamanho crescente: pequenas crateras complexas com um pico topográfico central são chamadas de crateras de pico central , por exemplo Tycho ; crateras de tamanho intermediário, nas quais o pico central é substituído por um anel de picos, são chamadas de crateras de anel de pico , por exemplo Schrödinger ; e as maiores crateras contêm múltiplos anéis topográficos concêntricos, e são chamadas de bacias multi-anéis , por exemplo Orientale . Em corpos gelados (em oposição a rochosos), aparecem outras formas morfológicas que podem ter poços centrais em vez de picos centrais, e nos tamanhos maiores podem conter muitos anéis concêntricos. Valhalla em Callisto é um exemplo desse tipo.

Identificando crateras de impacto

Estrutura de impacto de crateras: crateras simples e complexas
Cratera de Wells Creek no Tennessee, Estados Unidos: um close-up de cones quebrados desenvolvidos em dolomita de grão fino
Cratera Decorah : mapa aéreo de resistividade eletromagnética ( USGS )
A Cratera do Meteoro , no estado americano do Arizona, foi a primeira cratera de impacto confirmada do mundo.
A cratera Shoemaker na Austrália Ocidental foi renomeada em memória de Gene Shoemaker.

As crateras vulcânicas não explosivas geralmente podem ser distinguidas das crateras de impacto por sua forma irregular e pela associação de fluxos vulcânicos e outros materiais vulcânicos. As crateras de impacto também produzem rochas derretidas, mas geralmente em volumes menores com características diferentes.

A marca distintiva de uma cratera de impacto é a presença de rocha que sofreu efeitos metamórficos de choque, como cones de fragmentação , rochas derretidas e deformações de cristal. O problema é que esses materiais tendem a ser profundamente enterrados, pelo menos para crateras simples. Eles tendem a ser revelados no centro elevado de uma cratera complexa, no entanto.

Os impactos produzem efeitos metamórficos de choque distintos que permitem que os locais de impacto sejam identificados de forma distinta. Tais efeitos metamórficos de choque podem incluir:

  • Uma camada de rocha quebrada ou " brechada " sob o chão da cratera. Essa camada é chamada de "lente brecha".
  • Cones de quebra , que são impressões em forma de chevron em rochas. Tais cones são formados mais facilmente em rochas de granulação fina.
  • Tipos de rochas de alta temperatura, incluindo blocos de areia laminados e soldados, esferulitos e tectitos , ou respingos vítreos de rocha derretida. A origem do impacto das tectitas tem sido questionada por alguns pesquisadores; eles observaram algumas características vulcânicas em tectitos não encontradas em impactitos. As tectitas também são mais secas (contêm menos água) do que as impactitas típicas. Enquanto as rochas derretidas pelo impacto se assemelham a rochas vulcânicas, elas incorporam fragmentos de rocha não derretida, formam campos invulgarmente grandes e ininterruptos e têm uma composição química muito mais mista do que os materiais vulcânicos expelidos de dentro da Terra. Eles também podem ter quantidades relativamente grandes de oligoelementos associados a meteoritos, como níquel, platina, irídio e cobalto. Nota: a literatura científica relatou que algumas características de "choque", como pequenos cones de estilhaçamento, que muitas vezes são associados apenas a eventos de impacto, também foram encontrados em ejetos vulcânicos terrestres.
  • Deformações microscópicas de pressão de minerais. Estes incluem padrões de fratura em cristais de quartzo e feldspato, e formação de materiais de alta pressão, como diamante, derivado de grafite e outros compostos de carbono, ou stishovite e coesita , variedades de quartzo chocado .
  • Crateras enterradas, como a cratera Decorah , podem ser identificadas por meio de perfuração, imagens de resistividade eletromagnética aérea e gradiometria de gravidade aerotransportada.

Importância econômica dos impactos

Na Terra, as crateras de impacto resultaram em minerais úteis. Alguns dos minérios produzidos a partir de efeitos relacionados ao impacto na Terra incluem minérios de ferro , urânio , ouro , cobre e níquel . Estima-se que o valor dos materiais extraídos de estruturas de impacto seja de cinco bilhões de dólares/ano apenas para a América do Norte. A eventual utilidade das crateras de impacto depende de vários fatores, especialmente a natureza dos materiais que foram impactados e quando os materiais foram afetados. Em alguns casos os depósitos já estavam no local e o impacto os trouxe à superfície. Estes são chamados de “depósitos econômicos progenéticos”. Outros foram criados durante o impacto real. A grande energia envolvida causou o derretimento. Minerais úteis formados como resultado dessa energia são classificados como “depósitos singenéticos”. O terceiro tipo, denominado “depósitos epigenéticos”, é causado pela criação de uma bacia a partir do impacto. Muitos dos minerais dos quais nossas vidas modernas dependem estão associados a impactos no passado. O Vredeford Dome no centro da Bacia de Witwatersrand é o maior campo de ouro do mundo que forneceu cerca de 40% de todo o ouro já extraído em uma estrutura de impacto (embora o ouro não tenha vindo do bólido). O asteróide que atingiu a região tinha 9,7 km (6 milhas) de largura. A Bacia de Sudbury foi causada por um corpo impactante com mais de 9,7 km (6 milhas) de diâmetro. Esta bacia é famosa por seus depósitos de níquel , cobre e elementos do grupo da platina . Um impacto foi envolvido na construção da estrutura Carswell em Saskatchewan , Canadá; contém depósitos de urânio . Os hidrocarbonetos são comuns em torno de estruturas de impacto. Cinquenta por cento das estruturas de impacto na América do Norte em bacias sedimentares contendo hidrocarbonetos contêm campos de petróleo/gás.

crateras marcianas

Por causa das muitas missões que estudam Marte desde a década de 1960, há uma boa cobertura de sua superfície que contém um grande número de crateras . Muitas das crateras de Marte diferem daquelas da Lua e de outras luas, pois Marte contém gelo sob o solo, especialmente nas latitudes mais altas. Alguns dos tipos de crateras que têm formas especiais devido ao impacto em solo rico em gelo são crateras de pedestal, crateras de muralha , crateras expandidas e crateras LARLE .

Listas de crateras

Crateras de impacto na Terra

Mapa-múndi em projeção equirretangular das crateras no Earth Impact Database em novembro de 2017 (no arquivo SVG, passe o mouse sobre uma cratera para mostrar seus detalhes)

Na Terra, o reconhecimento de crateras de impacto é um ramo da geologia e está relacionado à geologia planetária no estudo de outros mundos. De muitas crateras propostas, relativamente poucas são confirmadas. Os vinte seguintes são uma amostra de artigos de locais de impacto confirmados e bem documentados.

Veja o Earth Impact Database , um site preocupado com 190 (em julho de 2019) crateras de impacto cientificamente confirmadas na Terra.

Algumas crateras extraterrestres

Cratera Balanchine na Bacia Caloris, fotografada por MESSENGER , 2011

Maiores crateras nomeadas no Sistema Solar

Cratera Tirawa abrangendo o terminador em Rhea , canto inferior direito.
  1. Bacia Polar Norte/Bacia Borealis (disputada) – Marte – Diâmetro: 10.600 km
  2. Bacia do Pólo Sul-Aitken – Lua – Diâmetro: 2.500 km
  3. Bacia de Hellas – Marte – Diâmetro: 2.100 km
  4. Bacia Caloris – Mercúrio – Diâmetro: 1.550 km
  5. Bacia Imbrium – Lua – Diâmetro: 1.100 km
  6. Isidis Planitia – Marte – Diâmetro: 1.100 km
  7. Mare Tranquilitatis – Lua – Diâmetro: 870 km
  8. Argyre Planitia – Marte – Diâmetro: 800 km
  9. Rembrandt – Mercúrio – Diâmetro: 715 km
  10. Bacia Serenitatis – Lua – Diâmetro: 700 km
  11. Mare Nubium – Lua – Diâmetro: 700 km
  12. Beethoven – Mercúrio – Diâmetro: 625 km
  13. Valhalla – Calisto – Diâmetro: 600 km, com anéis até 4.000 km de diâmetro
  14. Hertzsprung – Lua – Diâmetro: 590 km
  15. Turgis – Jápeto – Diâmetro: 580 km
  16. Apollo – Lua – Diâmetro: 540 km
  17. Engelier – Jápeto – Diâmetro: 504 km
  18. Mamaldi – Rhea – Diâmetro: 480 km
  19. Huygens – Marte – Diâmetro: 470 km
  20. Schiaparelli – Marte – Diâmetro: 470 km
  21. Rheasilvia – 4 Vesta – Diâmetro: 460 km
  22. Gerin – Jápeto – Diâmetro: 445 km
  23. Ulisses – Tétis – Diâmetro: 445 km
  24. Korolev – Lua – Diâmetro: 430 km
  25. Falsaron – Jápeto – Diâmetro: 424 km
  26. Dostoievskij – Mercúrio – Diâmetro: 400 km
  27. Menrva – Titan – Diâmetro: 392 km
  28. Tolstoj – Mercúrio – Diâmetro: 390 km
  29. Goethe – Mercúrio – Diâmetro: 380 km
  30. Malprimis – Jápeto – Diâmetro: 377 km
  31. Tirawa – Rhea – Diâmetro: 360 km
  32. Bacia Orientale – Lua – Diâmetro: 350 km, com anéis até 930 km de diâmetro
  33. Evander – Dione – Diâmetro: 350 km
  34. Epígeo – Ganimedes – Diâmetro: 343 km
  35. Gertrudes – Titânia – Diâmetro: 326 km
  36. Telemus – Tétis – Diâmetro: 320 km
  37. Asgard – Calisto – Diâmetro: 300 km, com anéis até 1.400 km de diâmetro
  38. Estrutura de impacto Vredefort – Terra – Diâmetro: 300 km
  39. Kerwan – Ceres – Diâmetro: 284 km
  40. Powehiwehi – Rhea – Diâmetro: 271 km

Existem aproximadamente doze crateras/bacias de impacto maiores que 300 km na Lua, cinco em Mercúrio e quatro em Marte. Grandes bacias, algumas sem nome, mas principalmente menores que 300 km, também podem ser encontradas nas luas de Saturno Dione, Rhea e Iapetus.

Veja também

Referências

Bibliografia

Leitura adicional

links externos