otlarla oluşan bu sarsıntılar Ay'ın Dünya çevresinde dış merkezli yörüngede dönmesi nedeniyle oluşan gelgit streslerine bağlanmıştır.

Ay 3.346,4 kg/m³'lik ortalama yoğunluğuyla, Güneş Sistemi'nin İo'dan sonra ikinci yoğun doğal uydusudur. Ancak bazı kanıtlar Ay çekirdeğinin yaklaşık 350 km.'lik yarıçapıyla oldukça küçük olduğuna işaret eder. Bu büyüklük Ay'ın yalnızca %20'sine denk gelir, halbuki birçok gökcisminde çekirdeğin oranı %50 civarındadır. Ay çekirdeğinin bileşimi tam olarak saptanamamıştır, ama az bir miktarda kükürt ve nikel alaşımlı metalik demirden oluştuğu sanılmaktadır. Ay'ın zamanla değişkenlik gösteren dönüşünün analizi çekirdeğin en azından kısmen erimiş olduğunu gösterir.

Ay'ın topoğrafyası özellikle yakın zamanda yapılan Clementine görevinin sağladığı, lazer altimetri ve stereo görüntü analizi yöntemleriyle elde edilen data sayesinde ölçülmüştür. En çok görünen topografik özellik öteki yüzde bulunan ve Ay'ın en alçak noktalarını barındıran Güney Kutbu - Aitken düzlüğüdür. En yüksek noktalar bu düzlüğün hemen kuzeydoğusunda bulunur. Buranın Güney Kutbu - Aitken düzlüğünün oluşumuna neden olan gökcismi çarpması sonucunda yer değiştirmiş kalın katmanlar nedeniyle oluştuğu önerilmiştir. Diğer büyük kraterler "Mare Imbrium", "Mare Serenitatis", "Mare Crisium", "Mare Smythii", ve "Mare Orientale" 'de de oldukça alçak noktalar ve çevrelerinde yüksek noktalar bulunur. Ay şeklinin dikkat çekici bir noktası da ortalama yüksekliklerin öteki yüzde, görünen yüze göre 1,9 km daha yüksek olmasıdır.

Ay'ın kütleçekim alanı, yörüngedeki uzay araçlarının yaydığı radyo dalgalarının izlenmesi sonucu belirlenmiştir. Kullanılan prensip Doppler Etkisi'ne bağlıdır. Uzay aracının bakış açısı yönündeki ivmesi radyo dalgalarının yönünü azar azar değiştirerek ve uzay aracından Dünya üzerindeki sabit bir noktaya olan uzaklığı kullanarak belirlenir. Ancak Ay'ın eş zamanlı dönmesi nedeniyle, uzay aracı öte taraftayken izlenemediğinden ötürü, öteki tarafın kütleçekimi alanı çok iyi belirlenememiştir.

Ay'ın kütleçekim alanının en önemli özelliklerinden birisi dev krater düzlükleri ile bağlantılı olan geniş pozitif kütleçekimsel anomalilerin varlığıdır. Bu anomaliler uzay araçlarının yörüngesini önemli ölçüde etkiler bu nedenle insanlı ya da insansız uçuşların planlanmasında Ay'ın doğru kütleçekimsel modeli gereklidir. Kütleçekimsel yoğunluğun olduğu bölgelerin nedeni kısmen, krater düzlüklerini dolduran yoğun bazaltı oluşturan lava akışının varlığına bağlıdır. Ancak bu lava akışları tek başına kütleçekimsel izin tamamını açıklayamaz, aykabuğu ile manto arasındaki etkileşime de gerek vardır. "Lunar Prospector" 'un kütleçekimsel modellemeleri bazaltik volkanların etkisi nedeniyle oluşmadığı sanılan bazı kütleçekimsel yoğunlukların varlığını gösterir. "Oceanus Procellarum"da devasa volkan kaynaklı bazaltlar bulunmasına rağmen kütleçekimsel anomali gözlemlenmemektedir.

Ay'ın dış manyetik alanı bir ile yüz nanotesla arasındadır yani 30-60 mikrotesla büyüklüğündeki Dünya'nın manyetik alanından yüz kat daha küçüktür. Diğer önemli farklılıklar çekirdeğindeki jeodinamo tarafından üretilmiş bir dipolar manyetik alanı yoktur ve varolan manyetik alanların kaynağı tamamen aykabuğudur. Bir varsayıma göre aykabuğundaki manyetikleşmelerin Ay daha gençken ve çekirdeğinde bir jeodinamo bulunurken oluştuğudur. Ancak Ay çekirdeğinin küçüklüğü bu varsayımın doğruluğu karşısında bir engel oluşturmaktadır. Alternatif varsayımlar arasında, Ay gibi havası olmayan gökcisimlerinde süreksiz manyetik alanlar büyük gök cisimlerinin çarpması bulunur. Bu varsayımı destekleyecek şekilde en geniş aykabuğu manyetikleşmelerinin dev kraterlerin tam karşısında Ay yüzeyinde gerçekleştiğinin farkına varılmasıdır. Böyle bir fenomenin çarpışma sonucu oluşan plazma bulutunun ortamda bir manyetik alan bulunurken serbest olarak yayılmasından kaynaklanabileceği önerilmiştir.

Ay'ın atmosferi öyle incedir ki yok bile sayılabilir. Toplam atmosferik kütlesi 10 kg.'dır. Atmosferinin kaynaklarından biri aykabuğunda ve mantoda oluşan radyoaktivite sonucu ortaya çıkan radon gibi gazların salınımıdır. Diğer önemli bir kaynak ise mikrogöktaşları, güneş rüzgârı iyonları, elektronlar ve günışığının bombardımanı sonucu oluşan püskürtüm süreciyle gerçekleşir. Püskürtüm yoluyla salınan gazlar ya tekrar regolit içinde hapsolur ya da güneş radyasyon basıncı veya iyonize olmuşlarsa güneş rüzgârının manyetik alanı nedeniyle uzaya kaçar. Dünya üzerinden yapılan spektroskopik yöntemlerle sodyum (Na) ve potasyum (K) gibi elementlerin varlığı tespit edilmiştir. Radon–222 (Rn) ve Polonyum-210 (Po) gibi elementler ise "Lunar Prospector" 'un alfa parçacık spektrometresi ile tespit edilmiştir. Argon–40 (Ar), helyum-4 (He), oksijen (O) ve/veya metan (CH), nitrojen (N) ve/veya karbon monoksit (CO), ve karbon dioksit (CO) Apollo astronotları tarafından yerleştirilen detektörler tarafından tespit edilmiştir.

Ay günü boyunca yüzey sıcaklığı ortalama 107 °C, Ay gecesi boyunca da ortalama -153 °C civarındadır.

Ay'ın oluşumunu açıklayan çeşitli varsayımlar önerilmiştir. Ay'ın Güneş Sistemi'nin oluşumundan 30-50 milyon yıl sonra, günümüzden 4,527 ± 0.010 milyar yıl önce oluştuğuna inanılmaktadır.


Bu varsayımların önemli bir açığı Dünya ve Ay sisteminin yüksek açısal momentumunu kolayca açıklayamamalarıdır.


Hem dev çarpma olayı sırasında hem de bunu izleyen Dünya'nın yörüngesinde maddenin birikmesinde çok büyük miktarlarda enerji salındığı için Ay'ın önemli bir kısmının başlangıçta erimiş olduğu düşüncesi yaygındır. Ay'ın o sırada erimiş dış yüzeyine Ay magma okyanusu adı verilir ve derinliğinin 500 km ile Ay'ın yarıçapı arasında değiştiği tahmin edilmektedir.

Magma okyanusu soğudukça kısmen kristalleşti ve katmanlara ayrılarak jeokimyasal olarak ayrı olan aykabuğu ve manto oluştu. Manto olivin, klinopiroksen ve ortopiroksen minerallerinin çökelmesi sonucu meydana geldiği düşünülmektedir. Magma okyanusunun dörtte üçünün kristalleşmesi tamamlandıktan sonra düşük yoğunluğu nedeniyle anortit minerali çökelmiş ve yüzeye çıkıp aykabuğunu oluşturmuştur.

Magma okyanusunun kristalleşen son sıvı bölümü Ay kabuğu ile manto arasında sıkışmıştır ve ısı üreten, birbiriyle uyumsuz elementleri kapsar. Bu jeokimyasal bileşiğe potasyum (K), soy toprak elementleri (İngilizce: "rare earth elements" - REE) ve fosfor (P) simgelerinden oluşan kısaltma "KREEP" adı verilir ve görünen yüzde Oceanus Procellarum ile Mare Imbrium'un çoğunu kapsayan küçük jeolojik bölgede toplanmış gözükmektedir.

Ay'ın magma okyanusu sonrası jeolojik evrimi gökcisimlerinin çarpması ile oluşmuştur. Ay'ın jeolojik dönemleri Nectaris, Imbrium, Orientale gibi büyük kraterlerin oluşumuna neden olan çarpma olaylarına göre ayrılmıştır. Çarpma sonucu oluşan bu yapılar yukarı fırlayan maddenin oluşturduğu çoklu halkaları ile gözlemlenir. Bu halkaların çapı genellikle yüzlerce kilometreden binlerce kilometreye kadar uzanır. Her çoklu halka düzlüğünde bölgesel stratigrafik ufuğu oluşturan püskürtü katmanları ile bağlantılıdır. Yalnızca birkaç çoklu halka düzlüğü kesin olarak tarihlendirildiyse de stratigrafik katmanlar sayesinde göreceli yaşların tespitinde faydalıdır. Sürekli olarak gökcisimlerinin çarpması sonucunda regolit oluşur.

Ay yüzeyinin oluşumunu etkileyen diğer önemli bir jeolojik süreçi ay denizlerinin oluşumunun temelindeki volkanik etkinliktir. Procellarum KREEP katmanında ısı üreten elementlerin toplanması sonucunda altında kalan mantonun ısınıp sonunda kısmen eridiği düşünülmektedir. Eriyen magmanın bir kısmı yüzeye çıkarak püskürtüldü ve Ay'ın görünen yüzünde bulunan ay denizi bazaltlarını oluşturdu. Ay'ın bu jeolojik bölgesinde bulunan bazaltların çoğu 3,0 - 3,5 milyar yıl önce Imbrian döneminde püskürtüldü. Yine de en eski tarihlenmiş örnekler 4,2 milyar yıla uzanırken en yeni püskürtüler yalnızca 1,2 milyar yıl önce oluşmuştur.

Ay yüzeyinin zamanla değişiklik gösterip göstermediği konusunda bazı anlaşmazlıklar bulunmaktadır. Bazı gözlemciler kraterlerin ortaya çıktığını ya da ortadan kaybolduğunu ya da diğer geçici fenomenlerin oluştuğunu iddia etti. Günümüzde bu iddiaların çoğunun yanılsama olduğu ve farklı ışık koşulları, zayıf astronomik gözlem ya da yetersiz eski çizimler nedeniyle oluştuğu düşünülmektedir. Yine de gaz çıkması gibi fenomenlerin ara sıra oluştuğu ve bunların iddia edilen geçici Ay fenomenlerine sebebiyet vermiş olabileceği bilinmektedir. Geçenlerde, yaklaşık bir milyon yıl önce gazın serbest kalması nedeniyle kabaca 3 km çaplı bir bölgenin yüzey şeklinin değişmiş olabileceği önerilmiştir.

Ay taşları iki ana kategoride incelenir; Ay denizlerinde ve Ay dağlarında bulunan Ay taşları. Ay dağlarında bulunan Ay taşları üç takımdan oluşur: "demir anortosit takım", "magnezyum takımı", ve "alkali takımı". Demir anortosit takımı taşlar hemen hemen tamamen anortit mineralden oluşmuştur ve Ay magma okyanusu üzerinde yüzerek toplanan plajiyoklâzdan geldiğine inanılmaktadır. Radyometrik yöntemlerle demir anortositlerin yaklaşık 4,4 milyar yıl önce oluştuğu bulunmuştur.

Magnezyum ve alkali takımı Ay taşları asıl olarak mafik plütonik kayaçlardır. Tipi olarak rastlanan kayaçlar dunit, troktolit, gabbro, alkali anortosit ve nadiren de granittir. Demir anortosit takımı Ay taşlarıyla karşılaştırıldıklarında bu takımın mafik minerallerinde görece daha yüksek Mg/Fe oranları bulunur. Genel olarak bu kayaçlar önceden olmuş dağlık alan aykabuğuna sonradan girmiştir ve yaklaşık 4,4-3,9 milyar yıl önce oluşmuşlardır. Bu Ay taşlarında yüksek oranda KREEP bileşeni bulunur.

Ay denizlerinde hemen hemen yalnızca bazalt bulunur. Dünya bazaltlarına benzese de çok daha fazla demir barındırırlar ve su bazlı değişim ürünleri barındırmazlar. Ayrıca çok miktarda titanyum da içerirler.

Astronotlar yüzeydeki tozun kar gibi hissedildiğini ve yanık barut koktuğunu bildirmiştir. Toz asıl olarak Ay yüzeyine çarpan göktaşları nedeniyle oluşmuş olan silikon dioksit camından (SiO) ibarettir. Aynı zamanda kalsiyum ve magnezyum da içerir.

Ay, sab