ธรณีวิทยาของดวงจันทร์ (บางครั้งเรียกว่าเซเลโนโลจีแม้ว่าคำหลังนี้อาจหมายถึง " วิทยาศาสตร์ดวงจันทร์ " โดยทั่วไป) คือโครงสร้างและองค์ประกอบของดวงจันทร์ซึ่งแตกต่างจากโลก มาก ดวงจันทร์ไม่มีชั้นบรรยากาศที่แท้จริงนอกเหนือจากชั้นก๊าซบาง ๆ ด้วยเหตุนี้ การที่ไม่มีชั้นบรรยากาศและน้ำจึงทำให้การกัดเซาะเนื่องจากสภาพอากาศ ลดลง แทนที่จะเป็นเช่นนั้น พื้นผิวจะถูกกัดเซาะอย่างช้า ๆ ผ่านการพุ่งชนของอุกกาบาตขนาดเล็ก^{บนพื้นผิวดวงจันทร์ [ 1 ] ดวงจันทร์ไม่มีแผ่นเปลือกโลกแบบใดที่รู้จัก [} 2 ^{]และมี}แรงโน้มถ่วง^{ต่ำกว่า}โลกเนื่องจากมีขนาดเล็ก จึงเย็นตัวลงเร็วกว่าในช่วงแรกของการก่อตัว^{[ 3 ]}นอกจากการพุ่งชนแล้ว ธรณีสัณฐานวิทยาของพื้นผิวดวงจันทร์ยังถูกสร้างขึ้นโดยภูเขาไฟ [ ^{4 ] [ 5 ] ซึ่งปัจจุบันเชื่อกันว่าสิ้นสุดลง เมื่อ}ไม่ถึง 50 ล้านปีก่อน^{[ 6 ]}ดวงจันทร์เป็น วัตถุ ที่มีการแบ่งชั้นโดยมีเปลือกโลกเนื้อโลกและแกนกลาง^{[ 7 ]}

การศึกษา ทางธรณีวิทยาของดวงจันทร์นั้นอาศัยการผสมผสานระหว่าง การสังเกตการณ์ ด้วยกล้องโทรทรรศน์ บนโลก การวัดจากยานอวกาศที่โคจรรอบดวงจันทร์ตัวอย่างจากดวงจันทร์และ ข้อมูล ทางธรณีฟิสิกส์มีการเก็บตัวอย่างโดยตรงจาก 6 ตำแหน่งระหว่าง การลงจอด ของโครงการอพอลโล ที่มีลูกเรือ ในช่วงปี 1969 ถึง 1972 ซึ่งนำหินและดิน จากดวงจันทร์กลับ มายังโลก ได้ 382 กิโลกรัม (842 ปอนด์) ^{[ 8 ] [ 9 ]}นอกจากนี้ยานอวกาศลูน่าของโซเวียต 3 ลำ ยังนำตัวอย่างกลับมายังโลกอีก 301 กรัม (10.6 ออนซ์) ^{[ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]}และยานอวกาศฉางเอ๋อ 5 ของจีน นำตัวอย่างกลับมา 1,731 กรัม (61.1 ออนซ์) ในปี 2020 ^{[ 13 ] [ 14 ]}

ดวงจันทร์เป็นวัตถุนอกโลกเพียงแห่งเดียวที่เรามีตัวอย่างที่มีบริบททางธรณีวิทยาที่ทราบแน่ชัดมีการพบอุกกาบาตจากดวงจันทร์ บนโลกจำนวนหนึ่งแล้ว แต่แหล่งกำเนิดของ อุกกาบาต เหล่านั้น บนดวงจันทร์ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด พื้นผิวดวงจันทร์ส่วนใหญ่ยังไม่ได้รับการสำรวจ และยังมีคำถามทางธรณีวิทยาอีกมากมายที่ยังไม่ได้รับคำตอบ

ธาตุที่ทราบว่ามีอยู่บนพื้นผิวดวงจันทร์ ได้แก่ออกซิเจน (O), ซิลิคอน (Si), เหล็ก (Fe), แมกนีเซียม (Mg), แคลเซียม (Ca), อะลูมิเนียม (Al), แมงกานีส (Mn) และไทเทเนียม (Ti) ธาตุที่มีปริมาณมากที่สุดคือออกซิเจน เหล็ก และซิลิคอน ปริมาณออกซิเจนประมาณ 45% (โดยน้ำหนัก) คาร์บอน (C) และไนโตรเจน (N) ปรากฏว่ามีอยู่เพียงปริมาณเล็กน้อยจากการตกตะกอนโดยลมสุริยะ^{[ 15 ] [ 16 ]}

ข้อมูลสเปกโตรเมตรีของนิวตรอน จาก ยานสำรวจดวงจันทร์ Lunar Prospectorบ่งชี้ว่ามีไฮโดรเจน (H) เข้มข้นอยู่ที่ขั้ว^{[ 18 ]}

ความเข้มข้นสัมพัทธ์ (ร้อยละโดยน้ำหนัก) ของธาตุต่างๆ บนที่สูงของดวงจันทร์ ที่ราบต่ำของดวงจันทร์ และโลก

เป็นเวลานาน คำถามพื้นฐานเกี่ยวกับประวัติของดวงจันทร์คือต้นกำเนิดของมันสมมติฐานในยุคแรกๆ ได้แก่การแตกตัวจากโลกการถูกดึงดูดและการรวมตัวกันปัจจุบันสมมติฐานการชนครั้งใหญ่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางจากชุมชนวิทยาศาสตร์^{[ 19 ]}

ประวัติทางธรณีวิทยาของดวงจันทร์ได้รับการวิเคราะห์ออกเป็น 6 ยุคหลัก เรียกว่ามาตราเวลาทางธรณีวิทยาของดวงจันทร์เริ่มต้นเมื่อประมาณ 4.5 พันล้านปีก่อน^{[ 20 ]}ดวงจันทร์ที่เพิ่งก่อตัวขึ้นใหม่อยู่ใน สถานะ หลอมเหลวและโคจรอยู่ใกล้โลกมากขึ้น ส่งผลให้เกิดแรงดึงดูดจากดวงจันทร์ [ ^{21 ] แรงดึงดูด}จากดวงจันทร์เหล่านี้ทำให้วัตถุหลอมเหลวเสียรูปทรงเป็นทรงรีโดยมีแกนหลักชี้ไปทางโลก

เหตุการณ์สำคัญแรกในวิวัฒนาการทางธรณีวิทยาของดวงจันทร์คือการตกผลึกของมหาสมุทรแมกมาที่เกือบจะครอบคลุมทั่วทั้งดวงจันทร์ ความลึกของมันยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่การศึกษาหลายชิ้นบ่งชี้ว่ามีความลึกประมาณ 500 กิโลเมตรหรือมากกว่านั้น แร่ธาตุแรกที่ก่อตัวขึ้นในมหาสมุทรนี้คือซิลิเกต ของเหล็กและแมกนีเซียม ได้แก่ โอลิวีนและไพรอกซีนเนื่องจากแร่ธาตุเหล่านี้มีความหนาแน่นมากกว่าวัสดุหลอมเหลวรอบๆ จึงจมลง หลังจากกระบวนการตกผลึกเสร็จสมบูรณ์ประมาณ 75% เฟลด์สปาร์แพลจิโอเคลสแอนอร์โทไซต์ที่ มีความหนาแน่นน้อยกว่า ก็ตกผลึกและลอยขึ้นมา ก่อตัวเป็นเปลือกแอนอร์โทไซต์ที่มีความหนาประมาณ 50 กิโลเมตร มหาสมุทรแมกมาส่วนใหญ่ตกผลึกอย่างรวดเร็ว (ภายในประมาณ 100 ล้านปีหรือน้อยกว่านั้น) แม้ว่าแมกมาที่เหลืออยู่ ซึ่งอุดมไปด้วย KREEPซึ่งอุดมไปด้วยธาตุที่ไม่เข้ากันและธาตุที่สร้างความร้อนสูง อาจยังคงหลอมเหลวบางส่วนเป็นเวลาหลายร้อยล้านปี (หรืออาจถึง 1 พันล้านปี) ดูเหมือนว่าแมกมาที่มี KREEP สูงกลุ่มสุดท้ายจากมหาสมุทรแมกมาจะรวมตัวกันอยู่ในบริเวณOceanus Procellarumและแอ่ง Imbriumซึ่งเป็นเขตทางธรณีวิทยาที่มีเอกลักษณ์เฉพาะตัว และปัจจุบันรู้จักกันในชื่อProcellarum KREEP Terrane

หลังจากที่เปลือกดวงจันทร์ก่อตัวขึ้นไม่นาน หรือแม้กระทั่งในขณะที่กำลังก่อตัว แมกมาประเภทต่างๆ ที่จะก่อให้เกิดนอไรต์และโทรคโทไลต์ ในกลุ่ม Mg - suite ^{[ 22 ]}ก็เริ่มก่อตัวขึ้น แม้ว่าจะไม่ทราบความลึกที่เกิดเหตุการณ์นี้อย่างแน่ชัดก็ตาม ทฤษฎีล่าสุดชี้ให้เห็นว่าการเกิดหินอัคนีในกลุ่ม Mg-suite ส่วนใหญ่จำกัดอยู่ในภูมิภาค Procellarum KREEP Terrane และแมกมาเหล่านี้มีความสัมพันธ์ทางพันธุกรรมกับ KREEP ในบางลักษณะ แม้ว่าต้นกำเนิดของพวกมันยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอย่างมากในวงการวิทยาศาสตร์ หินในกลุ่ม Mg-suite ที่เก่าแก่ที่สุดมีอายุการตกผลึกประมาณ 3.85 พันล้านปีอย่างไรก็ตาม การชนครั้งใหญ่ครั้งสุดท้ายที่อาจขุดลึกลงไปในเปลือกโลก ( แอ่ง Imbrium ) ก็เกิดขึ้นเมื่อ 3.85 พันล้านปีก่อนเช่นกัน ดังนั้นจึงดูเหมือนว่ากิจกรรมการเกิดหินอัคนีในกลุ่ม Mg-suite น่าจะดำเนินต่อไปอีกนาน และมีหินอัคนีที่อายุน้อยกว่าอยู่ลึกใต้พื้นผิว

การวิเคราะห์ตัวอย่างจากดวงจันทร์ดูเหมือนจะแสดงให้เห็นว่าแอ่งกระแทกจำนวนมากบนดวงจันทร์ก่อตัวขึ้นในช่วงเวลาสั้น ๆ ระหว่างประมาณ 4 ถึง 3.85 พันล้านปีก่อน สมมติฐานนี้เรียกว่าหายนะบนดวงจันทร์หรือการระดมยิงครั้งใหญ่ในช่วงปลายอย่างไรก็ตาม ปัจจุบันเป็นที่ยอมรับแล้วว่าเศษซากจากแอ่งกระแทกอิมเบรียม (หนึ่งในแอ่งกระแทกขนาดใหญ่ที่อายุน้อยที่สุดบนดวงจันทร์) ควรพบได้ในทุกจุดที่ยานอวกาศอะพอลโลลงจอด ดังนั้นจึงเป็นไปได้ว่าอายุของแอ่งกระแทกบางแห่ง (โดยเฉพาะมาเรเนคทาริส ) อาจถูกกำหนดผิดพลาดให้มีอายุเท่ากับอิมเบรียม

ทะเลบนดวงจันทร์แสดงถึงการปะทุของลาวาบะซอลต์โบราณ เมื่อเปรียบเทียบกับลาวาบนโลก ลาวาเหล่านี้มีปริมาณเหล็กสูงกว่า มีความหนืดต่ำ และบางส่วนมีแร่ไอล์เมไนต์ซึ่งอุดมไปด้วยไทเทเนียม ในปริมาณสูงมาก การปะทุของ ลาวาบะซอลต์ส่วนใหญ่เกิดขึ้นระหว่างประมาณ 3 ถึง 3.5 พันล้านปีก่อน แม้ว่าตัวอย่างทะเลบางส่วนจะมีอายุเก่าแก่ถึง 4.2 พันล้านปีก็ตาม การปะทุที่อายุน้อยที่สุด (โดยพิจารณาจากวิธีการนับหลุมอุกกาบาต) เคยเชื่อกันมานานว่ามีอายุ 1 พันล้านปีก่อน^{[ 4 ]}แต่การวิจัยในช่วงทศวรรษ 2010 พบหลักฐานการปะทุจากอดีตที่น้อยกว่า 50 ล้านปี^{[ 6 ] [ 23 ]}พร้อมกับการเกิดภูเขาไฟในทะเล ก็มีการปะทุของเถ้าถ่านซึ่งพ่นวัสดุบะซอลต์หลอมเหลวออกไปไกลหลายร้อยกิโลเมตรจากภูเขาไฟทะเลส่วนใหญ่ก่อตัวขึ้นหรือไหลเข้าไปในพื้นที่ราบต่ำที่เกี่ยวข้องกับแอ่งกระแทกด้านใกล้ของดวงจันทร์ อย่างไรก็ตามOceanus Procellarumไม่สอดคล้องกับโครงสร้างการชนที่รู้จักใดๆ และบริเวณที่ต่ำที่สุดของดวงจันทร์ภายในแอ่งSouth Pole-Aitken ด้านไกล นั้นถูกปกคลุมด้วยทะเลดวงจันทร์เพียงเล็กน้อยเท่านั้น (ดู รายละเอียดเพิ่มเติมได้ที่หัวข้อ ทะเลดวงจันทร์ )

ดวงจันทร์ – Oceanus Procellarum ("มหาสมุทรแห่งพายุ")

หุบเขาแตกแยกโบราณ– โครงสร้างรูปสี่เหลี่ยมผืนผ้า (มองเห็นได้ – ลักษณะภูมิประเทศ – ความลาดชันของแรงโน้มถ่วง GRAIL ) (1 ตุลาคม 2557)

หุบเขารอยแยกโบราณ– บริบท

หุบเขารอยแยกโบราณ– ภาพระยะใกล้ (ภาพจำลองโดยศิลปิน)

การชนของอุกกาบาตและดาวหางเป็นแรงทางธรณีวิทยาฉับพลันเพียงอย่างเดียวที่กระทำต่อดวงจันทร์ในปัจจุบัน แม้ว่าการเปลี่ยนแปลงของกระแสน้ำขึ้นน้ำลงของโลกในระดับเดือนผิดปกติ ของดวงจันทร์ จะทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยในความเครียดก็ตาม^{[ 24 ]}หลุมอุกกาบาตที่สำคัญที่สุดบางแห่งที่ใช้ในธรณีวิทยาชั้นหินของดวงจันทร์ก่อตัวขึ้นในยุคล่าสุดนี้ ตัวอย่างเช่น หลุมอุกกาบาตโคเปอร์นิคัสซึ่งมีความลึก 3.76 กิโลเมตรและรัศมี 93 กิโลเมตร คาดว่าก่อตัวขึ้นเมื่อประมาณ 900 ล้านปีก่อน (แม้ว่าเรื่องนี้จะเป็นที่ถกเถียงกัน) ภารกิจ อะพอลโล 17ลงจอดในพื้นที่ที่อาจมีการเก็บตัวอย่างวัสดุจากหลุมอุกกาบาตไทโคการศึกษาหินเหล่านี้ดูเหมือนจะบ่งชี้ว่าหลุมอุกกาบาตนี้อาจก่อตัวขึ้นเมื่อ 100 ล้านปีก่อน แม้ว่าเรื่องนี้จะเป็นที่ถกเถียงกันเช่นกัน พื้นผิวยังประสบกับการผุกร่อนในอวกาศเนื่องจากอนุภาคพลังงานสูง การฝังตัว ของลมสุริยะและการชนของไมโครอุกกาบาตกระบวนการนี้ทำให้ระบบรังสีที่เกี่ยวข้องกับหลุมอุกกาบาตอายุน้อยมีสีเข้มขึ้นจนกระทั่งมีค่าการสะท้อนแสงเท่ากับพื้นผิวโดยรอบ อย่างไรก็ตาม หากองค์ประกอบของรังสีแตกต่างจากวัสดุเปลือกโลกที่อยู่ด้านล่าง (ดังเช่นที่อาจเกิดขึ้นเมื่อรังสี "ที่ราบสูง" แทรกตัวอยู่บนพื้นผิวทะเลภูเขาไฟ) รังสีนั้นอาจมองเห็นได้นานกว่ามาก

หลังจากการสำรวจดวงจันทร์กลับมาดำเนินต่อในช่วงทศวรรษ 1990 พบว่ามีรอยแตกกระจายอยู่ทั่วพื้นผิวโลก ซึ่งเกิดจากการหดตัวเนื่องจากการเย็นตัวของดวงจันทร์^{[ 25 ]}

ด้านบนสุดของชั้นหินบนดวงจันทร์คือหน่วยโคเปอร์นิกัน ซึ่งประกอบด้วยหลุมอุกกาบาตที่มีระบบรังสี^{[ 26 ]}ด้านล่างลงมาคือหน่วยเอราโตสเธเนียน ซึ่งกำหนดโดยหลุมอุกกาบาตที่มีรูปร่างหลุมอุกกาบาตจากการชนที่ชัดเจน แต่ไม่มีระบบรังสีเหมือนกับหน่วยโคเปอร์นิกัน หน่วยทั้งสองนี้ปรากฏอยู่ในจุดเล็กๆ บนพื้นผิวดวงจันทร์ ถัดลงมาในชั้นหินคือหน่วยมาเร (เดิมเรียกว่าหน่วยโปรเซลลาเรียน) และหน่วยอิมเบรียน ซึ่งเกี่ยวข้องกับเศษหินและธรณีแปรสัณฐานจากแอ่งอิมเบรียม ด้านล่างสุดของชั้นหินบนดวงจันทร์คือหน่วยพรีเนคทาเรียน ซึ่งประกอบด้วยที่ราบหลุมอุกกาบาตเก่า^{[ 27 ]}

ลักษณะภูมิประเทศของดวงจันทร์นั้นประกอบไปด้วยหลุมอุกกาบาต เศษหินที่ กระเด็นออกมาจาก หลุม ภูเขาไฟจำนวนหนึ่งเนินเขาลาวาไหลและแอ่งที่เต็มไปด้วยลาวา

ลักษณะเด่นที่สุดของดวงจันทร์คือความแตกต่างระหว่างบริเวณสว่างและมืด พื้นผิวที่สว่างกว่าเรียกว่าที่ราบสูง ดวงจันทร์ ซึ่งได้รับชื่อว่า เทอร์รา (terrae) (เอกพจน์terra มา จากภาษาละตินแปลว่าโลกหรือแผ่นดิน ) และที่ราบที่มืดกว่าเรียกว่า มาเรีย (maria) (เอกพจน์mareมาจากภาษาละติน แปลว่าทะเล ) ตาม ชื่อของ โยฮันเนส เคปเลอร์ผู้ริเริ่มชื่อเหล่านี้ในศตวรรษที่ 17 ที่ราบสูงมีองค์ประกอบเป็นหินแอนอร์โทไซต์ใน ขณะที่มาเรียมีองค์ประกอบเป็นหินบะซอลต์ มาเรียมักจะทับซ้อนกับ "ที่ราบต่ำ" แต่ที่ราบต่ำ (เช่น ภายในแอ่งขั้วโลกใต้-ไอท์เคน ) ไม่ได้ถูกปกคลุมด้วยมาเรียเสมอไป ที่ราบสูงมีอายุเก่าแก่กว่ามาเรียที่มองเห็นได้ ดังนั้นจึงมีหลุมอุกกาบาตมากกว่า

ผลผลิตหลักของกระบวนการทางภูเขาไฟบนดวงจันทร์นั้นปรากฏให้เห็นได้ชัดเจนแก่ผู้สังเกตการณ์บนโลกในรูปของที่ราบลาวาบนดวงจันทร์ (lunar maria ) ซึ่งเป็นลาวา บะ ซอลต์ ที่ไหลออกมาเป็นบริเวณกว้าง มีลักษณะเป็นพื้นผิวที่มีค่าการสะท้อนแสง ต่ำ ครอบคลุมพื้นที่เกือบหนึ่งในสามของด้านใกล้ของดวงจันทร์ มีเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของด้านไกลของดวงจันทร์เท่านั้นที่ได้รับผลกระทบจากปรากฏการณ์ภูเขาไฟบนที่ราบลาวา แม้กระทั่งก่อนที่ภารกิจอะพอลโลจะยืนยันเรื่องนี้ นักวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่ก็คิดอยู่แล้วว่าที่ราบลาวาเหล่านี้เป็นที่ราบที่เต็มไปด้วยลาวา เนื่องจากมี รูปแบบ การไหลของลาวาและการยุบตัวที่เกิดจากท่อลาวา

อายุของหินบะซอลต์ในบริเวณทะเลภูเขาไฟได้รับการกำหนดทั้งโดยการหาอายุด้วยวิธีทางรังสี โดยตรง และโดยเทคนิคการนับหลุมอุกกาบาตอายุทางรังสีที่เก่าแก่ที่สุดอยู่ที่ประมาณ 4.2 พันล้านปี (Ga) และอายุของลาวาในบริเวณทะเลภูเขาไฟที่อายุน้อยที่สุดส่วนใหญ่ได้รับการกำหนดจากการนับหลุมอุกกาบาตซึ่งมีอายุประมาณ 1 พันล้านปี เนื่องจากความละเอียดที่ดีขึ้นของภาพถ่ายล่าสุด ทำให้พบพื้นที่เล็กๆ ประมาณ 70 แห่งที่เรียกว่า " แพทะเลภูเขาไฟที่ไม่สม่ำเสมอ" (แต่ละพื้นที่กว้างเพียงไม่กี่ร้อยเมตรหรือไม่กี่กิโลเมตร) ในบริเวณทะเลภูเขาไฟ ซึ่งการนับหลุมอุกกาบาตชี้ให้เห็นว่าเป็นแหล่งกิจกรรมภูเขาไฟในอดีตทางธรณีวิทยาที่ค่อนข้างใหม่ (น้อยกว่า 50 ล้านปี) ^{[ 6 ]} ในแง่ของ ปริมาตร บริเวณทะเลภูเขาไฟส่วนใหญ่ก่อตัวขึ้นระหว่างประมาณ 3 ถึง 3.5 พันล้านปีก่อนปัจจุบัน ลาวาที่อายุน้อยที่สุดปะทุขึ้นภายในOceanus Procellarumในขณะที่ลาวาที่เก่าแก่ที่สุดบางส่วนดูเหมือนจะตั้งอยู่ทางด้านไกล บริเวณทะเลภูเขาไฟนั้นอายุน้อยกว่าที่ราบสูงโดยรอบอย่างเห็นได้ชัดเมื่อพิจารณาจากความหนาแน่นของหลุมอุกกาบาตที่ต่ำกว่า

ลาวาส่วนใหญ่ปะทุขึ้นภายในหรือไหลเข้าไปในแอ่งกระแทกที่อยู่ต่ำกว่าบนด้านใกล้ของดวงจันทร์ อย่างไรก็ตาม ไม่น่าเป็นไปได้ที่จะมีความสัมพันธ์เชิงสาเหตุระหว่างเหตุการณ์การกระแทกและการปะทุของลาวาบนลาวา เนื่องจากแอ่งกระแทกนั้นเก่ากว่ามาก (ประมาณ 500 ล้านปี) กว่าลาวาที่ถมอยู่ นอกจากนี้Oceanus Procellarumซึ่งเป็นพื้นที่ปะทุของลาวาบนลาวาที่ใหญ่ที่สุดบนดวงจันทร์ ก็ไม่ได้สอดคล้องกับแอ่งกระแทกใดๆ ที่รู้จัก โดยทั่วไปแล้วเชื่อกันว่าเหตุผลที่ลาวาปะทุเฉพาะด้านใกล้ของดวงจันทร์นั้นเป็นเพราะเปลือกโลกด้านใกล้บางกว่าด้านไกล แม้ว่าความแปรผันของความหนาของเปลือกโลกอาจส่งผลต่อปริมาณของแมกมาที่ขึ้นสู่พื้นผิวในที่สุด แต่สมมติฐานนี้ไม่สามารถอธิบายได้ว่าทำไมแอ่งSouth Pole-Aitken ด้านไกล ซึ่งมีเปลือกโลกบางกว่า Oceanus Procellarum จึงมีผลิตภัณฑ์จากภูเขาไฟเติมเต็มเพียงเล็กน้อย

ตะกอนอีกประเภทหนึ่งที่เกี่ยวข้องกับทะเลเมดิเตอร์เรเนียน แม้ว่าจะครอบคลุมพื้นที่สูงด้วย คือ ตะกอน "ชั้นแมนเทิลสีดำ" ตะกอนเหล่านี้ไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า แต่สามารถมองเห็นได้ในภาพที่ถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์หรือยานอวกาศที่โคจรอยู่รอบโลก ก่อนภารกิจอะพอลโล นักวิทยาศาสตร์คาดการณ์ว่าตะกอนเหล่านี้เกิดจาก การระเบิดของภูเขาไฟแบบไพโร คลาสติกตะกอนบางส่วนดูเหมือนจะเกี่ยวข้องกับกรวยเถ้า สีดำยาว ซึ่งเป็นการยืนยันแนวคิดเรื่องไพโรคลาสติก การมีอยู่ของการระเบิดของภูเขาไฟแบบไพโรคลาสติกได้รับการยืนยันในภายหลังโดยการค้นพบทรงกลมแก้วที่คล้ายกับที่พบในการระเบิดของภูเขาไฟแบบไพโรคลาสติกบนโลก

หินบะซอลต์บนดวงจันทร์จำนวนมากมีรูเล็กๆ ที่เรียกว่าโพรงซึ่งเกิดจากฟองก๊าซที่แยกตัวออกมาจากแมกมาในสภาวะสุญญากาศที่พบได้บนพื้นผิว ยังไม่ทราบแน่ชัดว่าก๊าซชนิดใดที่หลุดออกมาจากหินเหล่านี้ แต่คาร์บอนมอนอกไซด์เป็นหนึ่งในตัวเลือกที่เป็นไปได้

ตัวอย่าง แก้ว ภูเขาไฟมีสีเขียว เหลือง และแดง ความแตกต่างของสีบ่งบอกถึงความเข้มข้นของไทเทเนียมในหิน โดยอนุภาคสีเขียวมีความเข้มข้นต่ำที่สุด (ประมาณ 1%) และอนุภาคสีแดงมีความเข้มข้นสูงสุด (สูงถึง 14% ซึ่งมากกว่าหินบะซอลต์ที่มีความเข้มข้นสูงสุดมาก)

ร่องลึกบนดวงจันทร์บางครั้งเกิดจากการก่อตัวของช่องลาวา เฉพาะที่ โดยทั่วไปแล้วร่องลึกเหล่านี้แบ่งออกเป็นสามประเภท ได้แก่ รูปทรงคดเคี้ยว รูปทรงโค้ง หรือรูปทรงเส้นตรง การติดตามร่องลึกที่คดเคี้ยวเหล่านี้กลับไปยังแหล่งกำเนิด มักจะนำไปสู่ปล่องภูเขาไฟเก่า ร่องลึกคดเคี้ยวที่โดดเด่นที่สุดแห่งหนึ่งคือลักษณะเฉพาะของVallis Schröteriซึ่งตั้งอยู่บนที่ราบสูง Aristarchus ตามขอบด้านตะวันออกของOceanus Procellarumตัวอย่างของร่องลึกคดเคี้ยวอีกตัวอย่างหนึ่งอยู่ที่บริเวณลงจอดของยาน อวกาศ Apollo 15 คือ Rima Hadleyซึ่งตั้งอยู่บนขอบของแอ่ง Imbriumจากการสังเกตการณ์ของภารกิจ โดยทั่วไปเชื่อกันว่าร่องลึกนี้เกิดจากกระบวนการทางภูเขาไฟ ซึ่งเป็นหัวข้อที่ถกเถียงกันมานานก่อนที่ภารกิจจะเกิดขึ้น

ภูเขาไฟรูปโล่หลากหลายรูปแบบสามารถพบได้ในบางพื้นที่ของพื้นผิวดวงจันทร์ เช่น บนเนินเขารัมเคอร์ (Mons Rümker ) เชื่อกันว่าภูเขาไฟเหล่านี้เกิดจากการปะทุของลาวาที่มีความหนืดค่อนข้างสูงและอาจมีซิลิกาเป็นองค์ประกอบหลัก โดยลาวาเหล่านี้ไหลออกมาจากปล่องภูเขาไฟเฉพาะจุด ทำให้เกิดเป็นโดมบนดวงจันทร์ที่มีลักษณะกว้าง กลมมน มีความลาดชันเล็กน้อยและสูงขึ้นไปประมาณสองสามร้อยเมตรถึงจุดกึ่งกลาง โดยทั่วไปจะมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 8-12 กิโลเมตร แต่บางโดมอาจมีขนาดใหญ่ถึง 20 กิโลเมตร บางโดมมีหลุมเล็กๆ อยู่ที่ยอด

สันรอยย่นเป็นลักษณะทางธรณีวิทยาที่เกิดจากแรงอัดของแผ่นเปลือกโลกภายในทะเลมาเรีย ลักษณะเหล่านี้แสดงถึงการโก่งตัวของพื้นผิวและก่อตัวเป็นสันยาวพาดผ่านบางส่วนของทะเลมาเรีย สันเหล่านี้บางส่วนอาจล้อมรอบปล่องภูเขาไฟที่ฝังอยู่หรือลักษณะทางธรณีวิทยาอื่นๆ ใต้ทะเลมาเรีย ตัวอย่างที่สำคัญของลักษณะทางธรณีวิทยาที่ล้อมรอบเช่นนี้คือปล่องภูเขาไฟเลตรอนน์

ร่องลึก (Grabens)เป็น ลักษณะ ทางธรณีวิทยาที่เกิดขึ้นภายใต้แรงดึง โดยโครงสร้างแล้วประกอบด้วยรอยเลื่อนปกติ สองรอย และมีบล็อกที่ทรุดตัวลงอยู่ระหว่างรอยเลื่อนทั้งสอง ร่องลึกส่วนใหญ่พบในบริเวณทะเลบนดวงจันทร์ ใกล้กับขอบของแอ่งอุกกาบาตขนาดใหญ่

ที่มาของหลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์ในฐานะลักษณะการชนได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางเฉพาะในช่วงทศวรรษ 1960 เท่านั้น การรับรู้เช่นนี้ทำให้สามารถค่อยๆ ศึกษาประวัติการชนของดวงจันทร์ได้โดยใช้หลักการทางธรณีวิทยาของการซ้อนทับกล่าวคือ หากหลุมอุกกาบาต (หรือเศษวัสดุที่กระเด็นออกมา) ทับซ้อนกับหลุมอุกกาบาตอื่น หลุมอุกกาบาตนั้นจะต้องมีอายุน้อยกว่า ปริมาณการกัดเซาะที่หลุมอุกกาบาตได้รับเป็นอีกเบาะแสหนึ่งเกี่ยวกับอายุของมัน แม้ว่าสิ่งนี้จะค่อนข้างเป็นอัตวิสัยก็ตาม การนำแนวทางนี้มาใช้ในช่วงปลายทศวรรษ 1950 Gene Shoemakerได้นำการศึกษาอย่างเป็นระบบของดวงจันทร์จากนักดาราศาสตร์มาไว้ในมือของนักธรณีวิทยาดวงจันทร์อย่างมั่นคง^{[ 28 ]}

การเกิดหลุมอุกกาบาตเป็นกระบวนการทางธรณีวิทยาที่โดดเด่นที่สุดบนดวงจันทร์ หลุมอุกกาบาตเกิดขึ้นเมื่อวัตถุแข็ง เช่นดาวเคราะห์น้อยหรือดาวหางพุ่งชนพื้นผิวด้วยความเร็วสูง (ความเร็วเฉลี่ยในการพุ่งชนดวงจันทร์อยู่ที่ประมาณ 17 กิโลเมตรต่อวินาที) พลังงานจลน์จากการพุ่งชนก่อให้เกิดคลื่นกระแทกแบบอัดตัวที่แผ่กระจายออกไปจากจุดที่พุ่งชน จากนั้นจะตามมาด้วย คลื่น การขยายตัวซึ่งเป็นตัวผลักดันเศษวัสดุส่วนใหญ่ให้ออกไปจากหลุมอุกกาบาต สุดท้ายจะเกิดการดีดตัวกลับของพื้นหลุมเนื่องจากแรงดันน้ำ ซึ่งอาจทำให้เกิดยอดกลางหลุมขึ้นได้

หลุมอุกกาบาตเหล่านี้ปรากฏอยู่บนพื้นผิวดวงจันทร์โดยมีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางที่แตกต่างกัน ตั้งแต่หลุมเล็ก ๆ ไปจนถึงแอ่งขนาดใหญ่ที่ขั้วใต้-ไอท์เคนซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางเกือบ 2,500 กิโลเมตร และความลึก 13 กิโลเมตร โดยทั่วไปแล้ว ประวัติการเกิดหลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์มีแนวโน้มที่ขนาดของหลุมอุกกาบาตจะลดลงตามเวลา โดยเฉพาะอย่างยิ่ง แอ่งอุกกาบาตขนาดใหญ่ที่สุดเกิดขึ้นในช่วงแรก ๆ และถูกทับซ้อนด้วยหลุมอุกกาบาตขนาดเล็กกว่าในภายหลังการกระจายความถี่ของขนาด (SFD) ของเส้นผ่านศูนย์กลางหลุมอุกกาบาตบนพื้นผิวที่กำหนด (นั่นคือ จำนวนหลุมอุกกาบาตเป็นฟังก์ชันของเส้นผ่านศูนย์กลาง) โดยประมาณจะเป็นไปตามกฎกำลังโดยจำนวนหลุมอุกกาบาตจะเพิ่มขึ้นเมื่อขนาดของหลุมอุกกาบาตลดลง ตำแหน่งแนวดิ่งของเส้นโค้งนี้สามารถใช้เพื่อประมาณอายุของพื้นผิวได้

ผลกระทบที่เกิดขึ้นล่าสุดนั้นมีลักษณะเด่นที่ชัดเจน รวมถึงขอบที่คมชัด หลุมอุกกาบาตขนาดเล็กมักมีรูปร่างคล้ายชาม ในขณะที่หลุมอุกกาบาตขนาดใหญ่จะมีส่วนยอดตรงกลางและพื้นราบ หลุมอุกกาบาตขนาดใหญ่มักแสดงลักษณะการทรุดตัวตามผนังด้านใน ซึ่งสามารถก่อตัวเป็นระเบียงและชั้นหินได้ แอ่งอุกกาบาตขนาดใหญ่ที่สุด หรือแอ่งหลายวง อาจมีวงแหวนย่อยซ้อนกันของวัสดุที่ยกตัวขึ้นด้วย

กระบวนการพุ่งชนทำให้เกิดการกัดเซาะวัสดุที่มีค่าการสะท้อนแสง สูง ซึ่งในตอนแรกทำให้หลุมอุกกาบาต เศษวัสดุที่กระเด็นออกมา และ ระบบลำแสงมีลักษณะสว่าง กระบวนการผุกร่อนในอวกาศจะค่อยๆ ลดค่าการสะท้อนแสงของวัสดุนี้ลง ทำให้ลำแสงจางลงตามเวลา หลุมอุกกาบาตและเศษวัสดุที่กระเด็นออกมาจะค่อยๆ ถูกกัดเซาะโดยอุกกาบาตขนาดเล็กและการพุ่งชนที่เล็กกว่า กระบวนการกัดเซาะนี้จะทำให้ลักษณะของหลุมอุกกาบาตอ่อนตัวลงและกลมมนขึ้น นอกจากนี้ หลุมอุกกาบาตอาจถูกปกคลุมด้วยเศษวัสดุจากการพุ่งชนอื่นๆ ซึ่งอาจทำให้ลักษณะต่างๆ จมหายไป และอาจฝังยอดกลางของหลุมไว้ได้

เศษวัสดุที่กระเด็นออกมาจากการชนขนาดใหญ่ อาจรวมถึงก้อนหินขนาดใหญ่ที่พุ่งชนพื้นผิวอีกครั้ง ทำให้เกิดหลุมอุกกาบาตทุติยภูมิ หลุมอุกกาบาตเหล่านี้บางครั้งก่อตัวเป็นรูปแบบรัศมีที่เห็นได้ชัด และโดยทั่วไปจะมีระดับความลึกตื้นกว่าหลุมอุกกาบาตปฐมภูมิที่มีขนาดเท่ากัน ในบางกรณี ก้อนหินเหล่านี้อาจพุ่งชนเป็นแนวตรงจนเกิดเป็นหุบเขา ซึ่งแตกต่างจากคาเทนาหรือโซ่หลุมอุกกาบาต ซึ่งเป็นแนวหลุมอุกกาบาตเชิงเส้นที่เกิดขึ้นเมื่อวัตถุที่พุ่งชนแตกออกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อยก่อนการชน

โดยทั่วไปแล้ว หลุมอุกกาบาตบนดวงจันทร์จะมีรูปร่างเป็นวงกลมโดยประมาณ การทดลองในห้องปฏิบัติการที่ศูนย์วิจัยเอมส์ ของนาซา ได้แสดงให้เห็นว่า แม้แต่การชนที่มุมต่ำมากก็มีแนวโน้มที่จะทำให้เกิดหลุมอุกกาบาตทรงกลม และหลุมอุกกาบาตรูปวงรีจะเริ่มก่อตัวที่มุมการชนต่ำกว่าห้าองศา อย่างไรก็ตาม การชนที่มุมต่ำอาจทำให้เกิดยอดกลางที่เยื้องออกจากจุดกึ่งกลางของหลุมอุกกาบาต นอกจากนี้ เศษวัสดุที่กระเด็นออกมาจากการชนแบบเฉียงจะแสดงรูปแบบที่แตกต่างกันที่มุมการชนต่างๆ ได้แก่ ความไม่สมมาตรที่เริ่มต้นประมาณ 60˚ และ "โซนหลีกเลี่ยง" รูปทรงลิ่มที่ปราศจากเศษวัสดุในทิศทางที่วัตถุพุ่งเข้ามา เริ่มต้นที่ประมาณ 45˚ ^{[ 29 ]}

หลุมอุกกาบาตที่มีวงแหวนสีเข้มเกิดขึ้นเมื่อการพุ่งชนของอุกกาบาตขุดเอาวัสดุที่มีค่าการสะท้อนแสงต่ำกว่าจากใต้พื้นผิว แล้วนำเศษวัสดุสีเข้มนี้ไปทับถมรอบหลุมอุกกาบาตหลัก ปรากฏการณ์นี้สามารถเกิดขึ้นได้เมื่อบริเวณที่มี วัสดุ หินบะซอล ต์สีเข้ม เช่น ที่พบใน ทะเล ลาวาถูกปกคลุมด้วยเศษวัสดุสีอ่อนที่มาจากหลุมอุกกาบาตที่อยู่ไกลออกไปในพื้นที่สูง การปกคลุมนี้จะปกปิดวัสดุสีเข้มที่อยู่ด้านล่าง ซึ่งต่อมาถูกขุดขึ้นมาโดยหลุมอุกกาบาตที่เกิดขึ้นในภายหลัง

การชนครั้งใหญ่ที่สุดทำให้เกิดแผ่นหินหลอมเหลวที่ปกคลุมพื้นผิวบางส่วนซึ่งอาจมีความหนาถึงหนึ่งกิโลเมตร ตัวอย่างของหินหลอมเหลวจากการชนดังกล่าวสามารถพบได้ในส่วนตะวันออกเฉียงเหนือของแอ่งชน มาเร โอเรียน ทาเล

พื้นผิวของดวงจันทร์ได้รับผลกระทบจากการชนกับ วัสดุ จากดาวเคราะห์ น้อย และดาวหาง ทั้ง ขนาดเล็กและขนาดใหญ่ มานานหลายพันล้านปี เมื่อเวลาผ่านไป กระบวนการชนเหล่านี้ได้บดและ "ปรับแต่ง" วัสดุบนพื้นผิว ทำให้เกิดชั้นละเอียดที่เรียกว่าเรโกลิธความหนาของเรโกลิธบนดวงจันทร์แตกต่างกันไป ตั้งแต่ 2 เมตร (6.6 ฟุต) ใต้บริเวณทะเลดวงจันทร์ที่อายุน้อยกว่า ไปจนถึง 20 เมตร (66 ฟุต) ใต้พื้นผิวที่เก่าแก่ที่สุดของที่ราบสูงดวงจันทร์ เรโกลิธส่วนใหญ่ประกอบด้วยวัสดุที่พบในบริเวณนั้น แต่ก็มีร่องรอยของวัสดุที่ถูกพุ่งออกมาจากหลุมอุกกาบาตที่อยู่ไกลออกไป คำว่าเมกะเรโกลิธมักใช้เพื่ออธิบายหินฐานที่แตกหักอย่างรุนแรงซึ่งอยู่ใต้ชั้นเรโกลิธใกล้พื้นผิวโดยตรง

เรโกลิธประกอบด้วยหิน เศษแร่จากหินฐานดั้งเดิม และอนุภาคแก้วที่เกิดขึ้นระหว่างการชน ในเรโกลิธของดวงจันทร์ส่วนใหญ่ ครึ่งหนึ่งของอนุภาคประกอบด้วยเศษแร่ที่หลอมรวมกับอนุภาคแก้ว วัตถุเหล่านี้เรียกว่าแอ็กกลูติเนต องค์ประกอบทางเคมีของเรโกลิธแตกต่างกันไปตามตำแหน่ง เรโกลิธในที่สูงมีอะลูมิเนียมและซิลิกา สูง เช่นเดียวกับหินในบริเวณเหล่านั้น^{[ 30 ]}เรโกลิธในมาเรียมีเหล็กและแมกนีเซียมสูงและมีซิลิกาต่ำ เช่นเดียวกับ หิน บะซอลต์ที่ก่อตัวขึ้น

ดินบนดวงจันทร์มีความสำคัญมากเพราะมันเก็บข้อมูลเกี่ยวกับประวัติศาสตร์ของดวงอาทิตย์ไว้ ด้วย อะตอมที่ประกอบเป็นลมสุริยะซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจน ฮีเลียม นีออนคาร์บอนและไนโตรเจนจะพุ่งชนพื้นผิวดวงจันทร์และแทรกตัวเข้าไปในเม็ดแร่ เมื่อวิเคราะห์องค์ประกอบของดินบนดวงจันทร์ โดยเฉพาะ องค์ประกอบ ไอโซโทปจะสามารถระบุได้ว่ากิจกรรมของดวงอาทิตย์เปลี่ยนแปลงไปตามเวลาหรือไม่ ก๊าซในลมสุริยะอาจมีประโยชน์สำหรับฐานบนดวงจันทร์ในอนาคต เพราะออกซิเจนไฮโดรเจน ( น้ำ ) คาร์บอนและไนโตรเจนไม่เพียงแต่จำเป็นต่อการดำรงชีวิตเท่านั้น แต่ยังมีศักยภาพในการนำไปใช้ผลิตเชื้อเพลิงได้อีกด้วย องค์ประกอบของดินบนดวงจันทร์ยังสามารถใช้เพื่ออนุมานแหล่งกำเนิดของมันได้อีกด้วย

ถ้ำลาวาบนดวงจันทร์เป็นสถานที่สำคัญที่อาจใช้ในการสร้างฐานบนดวงจันทร์ในอนาคต ซึ่งอาจใช้สำหรับการสำรวจและพัฒนาในพื้นที่ หรือเป็นด่านหน้าของมนุษย์เพื่อการสำรวจนอกดวงจันทร์ ศักยภาพของ ถ้ำลาวา บนดวงจันทร์ ได้รับการเสนอแนะและอภิปรายในวรรณกรรมและวิทยานิพนธ์มานานแล้ว^{[ 31 ]}ถ้ำลาวาที่สมบูรณ์บนดวงจันทร์สามารถใช้เป็นที่หลบภัยจากสภาพแวดล้อมที่รุนแรงของพื้นผิวดวงจันทร์ ซึ่งมีการพุ่งชนของอุกกาบาตบ่อยครั้ง รังสีอัลตราไวโอเลตพลังงานสูง และอนุภาคพลังงานสูง รวมถึงการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิรายวันที่รุนแรง^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}หลังจากการปล่อยยานสำรวจดวงจันทร์ Lunar Reconnaissance Orbiterถ้ำลาวาบนดวงจันทร์หลายแห่งได้รับการถ่ายภาพ^{[ 35 ]}หลุมบนดวงจันทร์เหล่านี้พบได้ในหลายตำแหน่งทั่วดวงจันทร์ รวมถึงMarius Hills , Mare IngeniiและMare Tranquillitatis

หินก้อนแรก ที่ยาน อวกาศอะพอลโล 11นำกลับมาคือหินบะซอลต์แม้ว่าภารกิจจะลงจอดบน ทะเลสาบมา เร ทรานควิลลิทาติส แต่ก็มีเศษหินขนาดเล็กระดับมิลลิเมตรจำนวนหนึ่งที่มาจากที่ราบสูงถูกเก็บมาด้วย เศษหินเหล่านี้ส่วนใหญ่ประกอบด้วยแร่เฟลด์สปาร์ ชนิด แพลจิโอเคลส บางชิ้นประกอบด้วย แร่ แอนอร์ไทต์ เพียงอย่างเดียว การระบุชนิดของแร่เหล่านี้ทำให้เกิดสมมติฐาน ที่กล้าหาญ ว่าส่วนใหญ่ของดวงจันทร์เคยเป็นหินหลอมเหลวมาก่อน และเปลือกโลกก่อตัวขึ้นจากการตกผลึกแบบแยกส่วนของมหาสมุทรแมกมา นี้

ผลลัพธ์ตามธรรมชาติของเหตุการณ์การชนครั้งใหญ่ ในสมมติฐาน ก็คือ วัสดุที่รวมตัวกันใหม่เพื่อก่อตัวเป็นดวงจันทร์จะต้องมีอุณหภูมิสูง แบบจำลองในปัจจุบันคาดการณ์ว่าส่วนใหญ่ของดวงจันทร์จะหลอมเหลวในช่วงเวลาไม่นานหลังจากที่ดวงจันทร์ก่อตัวขึ้น โดยประมาณการความลึกของมหาสมุทรแมกมานี้มีตั้งแต่ประมาณ 500 กิโลเมตรไปจนถึงการหลอมเหลวทั้งหมด การตกผลึกของมหาสมุทรแมกมานี้จะก่อให้เกิดมวลที่มีการแบ่งชั้น โดยมีเปลือกและเนื้อในที่มีองค์ประกอบทางเคมีแตกต่างกัน และเป็นสาเหตุหลักของหินบนดวงจันทร์หลายชุด

เมื่อการตกผลึกของมหาสมุทรแมกมาบนดวงจันทร์ดำเนินไป แร่ธาตุต่างๆ เช่น โอลิวีนและไพรอกซีนจะตกตะกอนและจมลงเพื่อก่อตัวเป็นเนื้อในของดวงจันทร์ หลังจากที่การตกผลึกเสร็จสมบูรณ์ไปประมาณสามในสี่ พลาจิโอเคลสแอนอร์โทไซต์จะเริ่มตกผลึก และเนื่องจากมีความหนาแน่นต่ำ จึงลอยตัวและก่อตัวเป็นเปลือกแอนอร์โทไซต์ ที่สำคัญคือ ธาตุที่ไม่เข้ากัน (เช่น ธาตุที่แยกตัวไปอยู่ในเฟสของเหลวมากกว่า) จะมีความเข้มข้นเพิ่มขึ้นเรื่อยๆ ในแมกมาเมื่อการตกผลึกดำเนินไป ก่อตัวเป็น แมกมาที่อุดมไปด้วย KREEPซึ่งในตอนแรกควรจะอยู่ระหว่างเปลือกและเนื้อใน หลักฐานสำหรับสถานการณ์นี้มาจากองค์ประกอบแอนอร์โทไซต์สูงของเปลือกที่ราบสูงดวงจันทร์ รวมถึงการมีอยู่ของวัสดุที่อุดมไปด้วย KREEP นอกจากนี้ การวิเคราะห์ เซอร์คอนของ ตัวอย่าง Apollo 14ชี้ให้เห็นว่าเปลือกดวงจันทร์แยกตัวเมื่อ 4.51±0.01 พันล้านปีก่อน^{[ 37 ]}

โครงการอพอลโล นำ วัสดุพื้นผิวดวงจันทร์กลับมา 380.05 กิโลกรัม (837.87 ปอนด์) [ ^{38 ] ซึ่ง}ส่วนใหญ่ถูกเก็บไว้ที่ห้องปฏิบัติการรับวัสดุจากดวงจันทร์ในฮูสตัน รัฐเท็กซัสและโครงการลูน่า ของโซเวียตที่ไม่มีลูกเรือ นำวัสดุจากดวงจันทร์กลับมา 326 กรัม (11.5 ออนซ์) หินเหล่านี้พิสูจน์แล้วว่ามีคุณค่าอย่างยิ่งในการถอดรหัสวิวัฒนาการทางธรณีวิทยาของดวงจันทร์ หินดวงจันทร์ส่วนใหญ่ประกอบด้วยแร่ธาตุที่ก่อตัวเป็นหินทั่วไปชนิดเดียวกันกับที่พบในโลก เช่นโอลิวีนไพรอกซีนและเฟลด์สปาร์แพลจิโอเคลส( อะนอร์ไทต์)เฟลด์สปาร์แพลจิโอเคลสส่วนใหญ่พบในเปลือกดวงจันทร์ ในขณะที่ไพรอกซีนและโอลิวีนมักพบในเนื้อดวงจันทร์^{[ 39 ]}แร่อิลเมไนต์มีปริมาณมากในหินบะซอลต์ของทะเลดวงจันทร์บางชนิด และแร่ชนิดใหม่ชื่ออาร์มัลโคไลต์ (ตั้งชื่อตามอาร์มสตรองอัลดริน และคอลลินส์ สมาชิกสามคนของ ลูกเรือ อะพอลโล 11 ) ถูกค้นพบครั้งแรกในตัวอย่างดวงจันทร์

บริเวณทะเลลึกส่วนใหญ่ประกอบด้วยหินบะซอลต์ในขณะที่บริเวณที่สูงมีธาตุเหล็กน้อยและประกอบด้วย หิน แอนอร์โทไซต์ เป็นหลัก ซึ่งเป็นหินที่ประกอบด้วยเฟลด์สปาร์แพลจิโอเคลสที่อุดมด้วยแคลเซียม เป็นหลัก ส่วนประกอบสำคัญอีกอย่างหนึ่งของเปลือกโลกคือ หินอัคนี กลุ่มแมกนีเซียมเช่น หินโทรคโทไลต์หินนอไรต์และหินบะซอลต์ KREEP หินเหล่านี้เชื่อว่ามีความเกี่ยวข้องกับการกำเนิดหิน ของKREEP

หินผสมบนพื้นผิวดวงจันทร์มักปรากฏในรูปของหินเบรคเซียโดยสามารถแบ่งย่อยได้เป็น เบรคเซียแบบแตกเป็นชิ้นเล็กชิ้น น้อย เบรค เซียแบบ เม็ด และเบรคเซียแบบหลอมละลายจากการชน ขึ้นอยู่กับวิธีการก่อตัวเบรคเซียแบบหลอมละลายจากการชนที่มี องค์ประกอบเป็นหิน มาฟิก ซึ่งมีลักษณะเฉพาะคือองค์ประกอบ Fra Mauroที่มีโพแทสเซียมต่ำ มีสัดส่วนของเหล็กและแมกนีเซียมสูงกว่าหินแอนอร์โทไซต์ในเปลือกโลกชั้นบนทั่วไป รวมถึงมีปริมาณ KREEP สูงกว่าด้วย

ลักษณะสำคัญของ หิน บะซอลต์บนดวงจันทร์เมื่อเปรียบเทียบกับหินบนที่ราบสูงของดวงจันทร์คือ บะซอลต์บนดวงจันทร์มีปริมาณโอลิวีนและไพรอกซีน สูงกว่า และ มี แพลจิโอเคลส น้อยกว่า มีธาตุเหล็กมากกว่าบะซอลต์บนโลก และมีความหนืดต่ำกว่า บางชนิดมีปริมาณออกไซด์ ของ เหล็กไทเทเนียมที่เรียกว่าอิลเมไนต์ สูง เนื่องจากตัวอย่างหินชุดแรกมีปริมาณอิลเมไนต์และแร่ธาตุอื่นๆ ที่เกี่ยวข้องสูง จึงได้รับชื่อว่า บะซอลต์ "ไทเทเนียมสูง" ภารกิจอะพอ ลโล 12กลับมายังโลกพร้อมกับบะซอลต์ที่มีความเข้มข้นของไทเทเนียมต่ำกว่า และเรียกหินเหล่านี้ว่า บะซอลต์ "ไทเทเนียมต่ำ" ภารกิจต่อมา รวมถึง ยานสำรวจหุ่นยนต์ ของโซเวียตกลับมาพร้อมกับบะซอลต์ที่มีความเข้มข้นต่ำกว่ามาก ซึ่งปัจจุบันเรียกว่า บะซอลต์ "ไทเทเนียมต่ำมาก" ยานสำรวจอวกาศ คลีเมนไทน์ส่งข้อมูลกลับมาแสดงให้เห็นว่า บะซอลต์บนดวงจันทร์มีความเข้มข้นของไทเทเนียมต่อเนื่องกัน โดยหินที่มีความเข้มข้นสูงสุดกลับมีปริมาณน้อยที่สุด

อุณหภูมิและความดันภายในดวงจันทร์จะเพิ่มขึ้นตามความลึก

แบบจำลองภายในของดวงจันทร์ในปัจจุบันได้มาจากการใช้เครื่องวัดแผ่นดินไหวที่ถูกทิ้งไว้ระหว่างภารกิจโครงการอพอลโลที่มีมนุษย์ควบคุม รวมถึงการตรวจสอบสนามแรงโน้มถ่วงและการหมุนของดวงจันทร์

มวลของดวงจันทร์นั้นมากพอที่จะกำจัดช่องว่างใดๆ ภายในได้ ดังนั้นจึงคาดการณ์ได้ว่าดวงจันทร์ประกอบด้วยหินแข็งตลอดทั้งดวง ความหนาแน่นรวมต่ำ (~3346 กก./ลบ.ม. ⁾บ่งชี้ว่ามีปริมาณโลหะต่ำ ข้อจำกัดด้านมวลและโมเมนต์ความเฉื่อยบ่งชี้ว่าดวงจันทร์น่าจะมีแกนเหล็กที่มีรัศมีน้อยกว่าประมาณ 450 กิโลเมตร การศึกษาการแกว่งตัวทางกายภาพของดวงจันทร์ (การรบกวนเล็กน้อยต่อการหมุนของมัน) ยังบ่งชี้เพิ่มเติมว่าแกนกลางยังคงหลอมเหลวอยู่ ดาวเคราะห์และดวงจันทร์ส่วนใหญ่มีแกนเหล็กที่มีขนาดประมาณครึ่งหนึ่งของขนาดตัวมันเอง ดังนั้นดวงจันทร์จึงมีความผิดปกติที่มีแกนกลางขนาดเพียงประมาณหนึ่งในสี่ของรัศมีของมัน

เปลือกของดวงจันทร์มีความหนาโดยเฉลี่ยประมาณ 50 กิโลเมตร (แม้ว่าจะมีความไม่แน่นอนอยู่ประมาณ ±15 กิโลเมตร) มีการประมาณว่าเปลือกด้านไกลของดวงจันทร์มีความหนาโดยเฉลี่ยมากกว่าด้านใกล้ประมาณ 15 กิโลเมตร^{[ 40 ]}การสำรวจแผ่นดินไหวได้จำกัดความหนาของเปลือกไว้เฉพาะบริเวณใกล้กับ จุดลงจอดของยานอวกาศ Apollo 12และApollo 14เท่านั้น แม้ว่าการวิเคราะห์ในยุค Apollo ในช่วงแรกจะชี้ให้เห็นว่าเปลือกมีความหนาประมาณ 60 กิโลเมตร ณ บริเวณนี้ แต่การวิเคราะห์ข้อมูลใหม่ล่าสุดชี้ให้เห็นว่าเปลือกนั้นบางกว่า อยู่ระหว่างประมาณ 30 ถึง 45 กิโลเมตร

เมื่อเปรียบเทียบกับโลก ดวงจันทร์มีสนามแม่เหล็กภายนอกที่อ่อนแอ ความแตกต่างที่สำคัญอื่นๆ คือ ปัจจุบันดวงจันทร์ไม่มีสนามแม่เหล็กแบบไดโพล (ซึ่งน่าจะเกิดจากกลไกการสร้างสนามแม่เหล็กในแกนกลาง) และสนามแม่เหล็กที่มีอยู่เกือบทั้งหมดมีต้นกำเนิดมาจากเปลือกโลก มีสมมติฐานหนึ่งกล่าวว่า สนามแม่เหล็กในเปลือกโลกเกิดขึ้นในช่วงต้นประวัติศาสตร์ของดวงจันทร์ ขณะที่กลไกการสร้างสนามแม่เหล็กยังคงทำงานอยู่ อย่างไรก็ตาม ขนาดที่เล็กของแกนกลางดวงจันทร์อาจเป็นอุปสรรคต่อสมมติฐานนี้ อีกทางเลือกหนึ่งคือ เป็นไปได้ว่าสนามแม่เหล็กชั่วคราวอาจเกิดขึ้นระหว่างกระบวนการชนบนวัตถุที่ไม่มีบรรยากาศ เช่น ดวงจันทร์ เพื่อสนับสนุนสมมติฐานนี้ มีข้อสังเกตว่าสนามแม่เหล็กในเปลือกโลกที่ใหญ่ที่สุดดูเหมือนจะอยู่ใกล้กับขั้วตรงข้ามของแอ่งกระแทกที่ใหญ่ที่สุด แม้ว่าดวงจันทร์จะไม่มีสนามแม่เหล็ก แบบไดโพล เหมือนโลก แต่หินที่ตกลงมาบางก้อนมีสนามแม่เหล็กที่แข็งแกร่ง ยิ่งไปกว่านั้น การวัดจากวงโคจรแสดงให้เห็นว่าบางส่วนของพื้นผิวดวงจันทร์มีความเกี่ยวข้องกับสนามแม่เหล็กที่แข็งแกร่ง

• มาตราเวลาทางธรณีวิทยาของดวงจันทร์
• ทรัพยากรบนดวงจันทร์
• เซเลโนกราฟี
• ปรากฏการณ์ทางจันทรคติชั่วคราว

• Apollo over the Moon: A View from Orbit Archived 2014-10-07 at the Wayback Machine , edited by Harold Masursky, GW Colton, and Farouk El-baz, NASA SP-362.
• เอริค ดักลาส, กระบวนการทางธรณีวิทยาบนดวงจันทร์
• ศูนย์ข้อมูลตัวอย่างดวงจันทร์ (JSC)
• บันทึกประจำวันบนพื้นผิวดวงจันทร์ของโครงการอพอลโล (นาซา) เก็บถาวรเมื่อวันที่ 16 ธันวาคม 2008 ที่Wayback Machine
• สถาบันดวงจันทร์และดาวเคราะห์: การสำรวจดวงจันทร์
• โปรแกรมดูภาพดวงจันทร์ Clementine
• ราล์ฟ แอชลิแมน การทำแผนที่และกราฟิกดาวเคราะห์: แผนที่ดวงจันทร์เก็บถาวรเมื่อ 2004-02-06 ที่Wayback Machine
• ข้อมูลเกี่ยวกับแรงโน้มถ่วง ภูมิประเทศ และความหนาของเปลือกโลกของดวงจันทร์ถูกเก็บไว้ในWayback Machine เมื่อวันที่ 13 กุมภาพันธ์ 2015
• สถาบันดวงจันทร์และดาวเคราะห์: แผนที่ดวงจันทร์และชุดภาพถ่าย
• หินจากดวงจันทร์ที่มองผ่านกล้องจุลทรรศน์สืบค้นเมื่อ 22 สิงหาคม 2550
• บทความเกี่ยวกับดวงจันทร์ในวารสาร Planetary Science Research Discoveries
• ข่าวลวงอีกเรื่อง: พบร่องรอยมนุษย์บนพื้นผิวดวงจันทร์
• แผนที่แสดงภาพและภูมิประเทศของดวงจันทร์
• วิดีโอ (04:56) – ดวงจันทร์ในความละเอียด 4K (นาซา เมษายน 2018)บน YouTube