Le processus d’impact et ses conséquences varient avec la vitesse du corps impacteur et la nature du sol impacté et de son impacteur. Si la planète possède une atmosphère, le projectile est freiné et chauffé ce qui peut entrainer sa vaporisation partielle voire totale ou sa fragmentation. Les météorites de moins de 10 m de diamètre parviennent rarement jusqu’au sol terrestre. Les modèles d’ablation atmosphérique prédisent un nombre réduit de cratère de moins de 20 km de diamètre sur Titan (seul satellite du système solaire possédant une atmosphère substantielle, voir chapitre Erosion et sédimendation des surfaces avec atmosphère), ce que semble confirmer les observations de la sonde Cassini.
Lorsque le projectile, ou ce qu’il en reste, atteint la surface, le processus d’impact commence ; on le décompose classiquement en trois phases qui, en réalité, se chevauchent dans le temps : la phase de contact et compression, la phase d'excavation et la phase de modification et relaxation. C'est ce qu'illustre la figure ci-contre.
Contact et compression
- Lorsqu’un objet d’une vitesse supérieure à quelques km/s atteint la surface d’une planète, il transmet son énergie au sol et une onde de choc est générée. Celle-ci se propage, de façon hémisphérique à partir du point d’impact, à la fois dans le sol cible et dans le projectile qui se trouvent tous deux compressés. Le sol se fracture et les roches fondent en formant une cavité circulaire.
- La phase de contact/compression dure en général quelques secondes, le temps que l’onde de choc fasse un aller-retour dans le projectile. Pendant ce court instant, la température peut atteindre plusieurs milliers de degrés et la pression plusieurs millions de bars. A son terme, le projectile est généralement complétement détruit, volatilisé en liquide ou en gaz.
Excavation
- Sous l’effet de l’onde de choc, le sol a fondu et se décomprime en éjectant des matériaux. Une énorme quantité de matière est expulsée radialement de façon balistique, sous forme solide ou liquide, formant notamment une corolle d’éjecta autour de la cavité creusée lors de la phase de contact/compression. Cette dernière s’en trouve agrandie. Lorsque la résistance du sous-sol compense les forces de compression, le cratère atteint sa profondeur maximale, généralement entre
et 
de son diamètre 
. Le cratère est alors dit transitoire; il va bientôt subir de nouvelles modifications. - Le diamètre d’un cratère transitoire d’au moins quelques km de diamètre est lié aux densités du projectile et de la surface, respectivement
et 
, au diamètre du projectile 
, à la vitesse de l’impacteur 
, à la gravité de la planète 
et à l’angle d’impact 
par la loi d’échelle suivante : 
. En première approximation, on peut dire que le cratère créé présente un diamètre 10 fois plus grand que celui du projectile/impacteur. Pour les petits cratères, le rôle de la résistance des matériaux l’emporte sur celui de la gravité. - La phase d’excavation dure de quelques secondes à quelques minutes pour les cratères les plus grands (
, Meteor Crater (1.2 km de diamètre), en Arizona, a été excavé en 10 s). La corolle en résultant n’est représentative de la composition que d’environ 
de la profondeur du cratère, les matériaux plus profonds étant déplacés sans être éjectés (contrairement aux corolles d’origine volcanique). Leur apparence lobée sur Mars trahit la présence de glace dans le sous-sol. Plus la gravité est faible, plus la corolle d’éjecta s’étendra loin autour du cratère.
Modification et relaxation
- À ce stade, l’intérieur du cratère transitoire est en fusion. En refroidissant, il se recouvre d'une enveloppe de brèches (mélange de roches brisées, fondues et cimentées). Les parois se stabilisent progressivement au rythme des effondrements et glissements de terrain qui apportent des débris à l’intérieur de la cavité en réduisant ainsi la profondeur.
- Le pic central des cratères complexes se forme par rebond élastique. Dès la fin du processus d'excavation, les roches comprimées par l’impact se détendent et le fond du cratère se soulève. Dans le cas de cratères très grands, le pic central peut même s’effondrer donnant naissance à un anneau central.
- Enfin, sur des échelles de temps plus longues et en particulier si le sous-sol renferme de la glace d’eau relativement chaude ou toute autre matériau de faible viscosité, il peut se produire un processus de relaxation visqueuse. Dans le cas d’impacts géants, celui-ci entraine généralement la formation d’un système de rides concentriques autour de la zone d’impact.
- Le diamètre final d’un cratère simple est légèrement supérieur à celui du cratère transitoire (
) et le rapport final entre profondeur et diamètre de l’ordre de 
. Les cratères complexes sont moins profonds avec un rapport entre profondeur et diamètre de l’ordre de 
. - On observe les premières failles et effondrements dans les heures qui suivent l’impact. Le comblage et la relaxation du cratère se poursuivent ensuite pendant des millions d’années.
- Parallèlement à ces modifications, l’érosion (de nature mécanique, chimique…voir chapitre Erosion et sédimention des surfaces avec atmosphère) entame progressivement le cratère qui peut même se voir complètement et brusquement effacé par des épanchements volcaniques (voir chapitre IV). Sur Terre, on recense relativement peu de cratères d'impact (environ 200). Sur Io, satellite galiléen abritant plusieurs centaines de volcans en activité, ils sont carrément inexistants.
L'appliquette "Cratérisation" permet d'appréhender les effets d’un impact météoritique sur Mercure, la Terre (avec ou sans atmosphère), la Lune et Mars en fonction des caractéristiques de l’impacteur (vitesse, angle d’arrivée, taille, densité) et de la surface impactée (densité).
