an Oceanus Procellarum, bilinen herhangi bir çarpma havzasına karşılık gelmez. Genelde marenin sadece yakın tarafta patlak vermesine gerekçe olarak buradaki kabuğun uzak taraftan daha ince olmasının sebep olduğu ileri sürülmektedir. Kabuk kalınlığı farklılıkları, sonuçta yüzeye ulaşan magmanın miktarını modüle edebilse de bu hipotez, Oceanus Procellarum'dan daha ince bir kabuğa sahip Ay'ın uzak tarafındaki Güney Kutbu-Aitken havzasının yalnızca az miktarda volkanik ürünlerle dolmasını açıklamaz.

Yaylaları da kapsayan, fakat denizlerle ilişkili olan başka bir tür birikintiler, "karanlık manto" birikimleridir. Bu birikintiler çıplak gözle görülemez, fakat teleskoplar veya yörüngedeki uzay araçlarından çekilen görüntülerde görülebilir. "Apollo "misyonlarından önce bilim insanları, piroklastik patlamalar tarafından üretilen birikintiler olduklarına inanıyordu. Bâzı birikintiler, piroklast fikrini takviye edercesine karanlık ve uzamış kül konileri ile bağlantılı görünmektedir. Piroklastik patlamaların varlığı, sonradan Dünya'da piroklastik patlamalarda bulunanlara benzer cam kürelerin keşfiyle doğrulandı.

Ay bazaltlarının çoğu, yüzeyinde karşılaşılan vakum şartlarında magmadan kaçan gaz kabarcıkları tarafından meydana gelen ve veziküller olarak adlandırılan küçük delikler içerir. Bu kayalardan kaçan gazların ne olduğu kesin olarak bilinmemekle birlikte karbon monoksit adaylardan biridir.

Piroklastik cam örneklerinde yeşil, sarı ve kırmızı renk tonları vardır. Renk farkı, kayanın sahip olduğu titanyum konsantrasyonunu belirtir: yeşil parçacıklarda en düşük konsantrasyonlar (yaklaşık %1), kırmızı parçacıklarda da en yüksek konsantrasyonları (en yüksek konsantrasyonlara sahip bazaltlardan çok daha yüksek olan %14'e kadar) gösterir.

Ay'da oluklar, bazen bölgesel lav kanallarının oluşumuyla meydana geldi. Bunlar genellikle dolambaçlı, kavisli veya doğrusal şekillerden oluşan üç kategoriye ayrılırlar. Bu dolambaçlı olukları kaynağına kadar geri takip ederek genellikle eski bir volkan bacasına götürür. En önemli kıvrımlı oluklardan biri, Oceanus Procellarum'un doğu kenarı boyunca uzanan Aristarchus yaylasında bulunan Vallis Schröteri özelliğidir. Bir kıvrımlı oluk örneği Imbrium Havzası kenarında bulunan Apollo 15'in iniş yerindeki Hadley Oluğu'dur. Misyondan önce uzun bir tartışma konusu olan bu oluğun misyondaki gözlemlere dayanarak genellikle volkanik süreçler tarafından şekillendirildiği düşünülmektedir.

Rümker Dağı'nda olduğu gibi Ay yüzeyinin seçilen yerlerinde kalkan volkanlarının çeşitli türleri bulunabilir. Bunların nispeten viskoz, muhtemelen silikat açısından zengin lavaların bölgesel deliklerden patlamasıyla şekillendiğine inanılmaktadır. Meydana gelen Ay kubbeleri, orta noktasına doğru birkaç yüz metre yükselen hafif eğimli, geniş, yuvarlak, dairesel özelliklerdir. Tipik olarak 8–12 km çapındadırlar, fakat 20 km'ye kadar da olabilirler. Kubbelerin bazılarının zirvesinde küçük bir çukur bulunur.

Kırışıklı sırtlar, deniz içinde sıkıştırıcı tektonik güçler tarafından meydana getirilen özellikleridir. Bu özellikler, yüzeyin burkulmasını temsil eder ve denizin parçaları arasında uzun sırtlar oluşturur. Bu sırtlardan bazıları gömülü kraterleri ya da denizin altındaki diğer özellikleri ana hatlarıyla görünür hâle getirir. Böyle bir özelliğin bir en önemli örneği Letronne krateridir.

Grabenler, uzatma gerilmelerj altında meydana gelen tektonik özelliklerdir. Yapısal olarak aralarında aşağı düşmüş bir blok olan iki normal faydan oluşmuşlardır. Çoğu grabenler Ay denizleri içinde büyük çarpma havzalarının kenarlarında bulunur.

Ay'ın kraterlerinin kökenlerinin çarpma özellikleri olduğu, yaygın olarak ancak 1940'larda kabul edildi. Bu idrak, Ay'ın çarpma tarihçesinin giderek jeolojik süperpozisyon prensibi vasıtasıyla çözülmesine yol açtı. Başka bir ifadeyle bir krater (veya ejekta) başkasının üstüne gelmişse daha genç olmalıydı. Bu daha sübjektif olsa bir kraterin yaşadığı erozyon miktarı, onun yaşı için bir ipucu oldu. 1950'lerin sonlarında bu yaklaşımı kabul eden Gene Shoemaker, Ay'ın sistematik çalışmasını astronomlardan alarak Ay jeologlarının eline sıkıca verdi.

Çarpma krateri oluşumu Ay'da en önemli jeolojik süreçtir. Kraterler, asteroid ya da kuyruklu yıldız gibi katı bir cismin yüksek hızla yüzeye çarpmasıyla oluşur (Ay için ortalama darbe hızı saniyede yaklaşık 17 km'dir). Kinetik enerjinin etkisi, giriş noktasından uzağa doğru yayılan bir sıkıştırma şok dalgası meydana getirir. Bunun arkasından ejektanın büyük kısmını kraterin dışına iten bir seyrelme dalgası gelir. Nihayet merkezî bir tepeyi meydana getiren zeminin hidrodinamik geri tepmesi bunu takip eder.

Bu kraterler minik çukurlardan yaklaşık 2.500 km'lik bir çap ve 13 km'lik bir derinliğe sahip muazzam Güney Kutbu-Aitken Havzası'na kadar değişen büyüklüklerde çaplarıyla Ay'ın yüzeyi boyunca bir süreklilik gösterir. Çok genel bir anlamda Ay'ın çarpma karteri oluşumu geçmişinde zaman ile krater boyutunun azalan bir seyirini izlenmektedir. Özellikle büyük çarpma havzaları erken dönemlerde oluşmuş olup gittikçe daha küçük kraterler tarafından örtülmüşlerdir. Belirli bir yüzey üzerinde krater çaplarının boy dağılımı (başka bir deyişle çapın fonksiyonu olarak krater sayısı), krater boyutu azaldıkça krater sayısının arttığı bir üs kanununu izler. Bu eğrinin dikey pozisyonu, yüzeyinin yaşını tahmin etmek için de kullanılabilir.

En son çarpmalar, keskin kenarlı çeper dahil iyi tanımlanmış özelliklerle ayırt edilirler. Küçük kraterler kase şekli oluşturma eğilimindeyken büyük çarpmaların düz zeminli bir merkezî tepesi olabilir. Büyük kraterler, genellikle iç duvarları boyunca göçerek terasları ve çıkıntıları meydana getiren özellikler gösterirler. En büyük çarpma havzaları olan çok halkalı havzaların yükselmiş malzemeden tali konsantrik halkaları bile olabilir.

Çarpma süreci, başlangıçta yüksek albedo malzemeleri kazarak krater, ejekta ve ışın sistemine parlak bir görünüm verir. Uzay erozyonu süreci kademeli olarak bu malzemenin albedosunu öyle azaltır ki, ışınlar zamanla yavaş yavaş sönükleşir. Yavaş yavaş krater ve ejekta, mikrometeoritler ve daha küçük darbelerle çarpma erozyonuna uğrarlar. Bu aşınma süreci, krater özelliklerini yumuşatır ve yuvarlaklaştırır. Krater, özellikleri ve hatta merkezî tepeyi gömen başka çarpmaların ejektalarıyla da örtülebilir.

The ejecta from large impacts can include large blocks of material that reimpact the surface to form secondary impact craters. These craters are sometimes formed in clearly discernible radial patterns, and generally have shallower depths than primary craters of the same size. In some cases an entire line of these blocks can impact to form a valley. These are distinguished from "catena", or crater chains, which are linear strings of craters that are formed when the impact body breaks up prior to impact.

Genel olarak bir Ay krateri kabaca daireseldir. Ames Araştırma Merkezi'nde yapılan laboratuvar deneyleri, çok düşük açılı çarpmaların dahi dairesel kraterler meydana getirme eğiliminde olduğunu, çarpma açıları beş derecenin altında olursa eliptik kraterlerin şekillenmeye başladığını göstermiştir. Bununla birlikte düşük açılı bir çarpma, ortadan kaymış bir merkezî tepe meydana getirebilir. Buna ek olarak eğik çarpışlardan çıkan ejektalar, farklı çarpma açılarında farklı desenler göstermiştir: 60˚ civarında başlayan bir asimetri ve yaklaşık 45˚'lik açıyla başlayarak gelen cismin geliş yönünde ejektasız kama şeklinde bir "kaçınma bölgesi" meydana getirmesi.

Bir çarpış, yüzeyin altından düşük albedo malzemesini kazır ve ana krater çevresine bırakırsa karanlık ejecta "koyu halo kraterleri" oluşturur. Bu, denizlerdeki gibi koyu bazaltik malzemeli bir alanın daha uzaktan, dağlık bölgelerdeki çarpmalardan kaynaklanan açık renk ejekta ile kaplanmasıyla olabilir. Bu kaplama, altta kalan koyu malzemeyi gizler ve daha sonraki kraterler tarafından kazılarak tekrak ortaya çıkarılır.

Büyük çarpışlar, erimiş kayalardan bir kilometreye kadar kalın olabilen erime tabakaları meydana getirir, bunlar yüzeyin bir bölümünü örter. Bu tür darbe eriyiklerine örnekler, Mare Orientale darbe havzasının kuzeydoğu kesiminde görülebilir.

Ay'ın yüzeyine irili ufaklı asteroit ve kuyrukluyıldız malzemesi milyarlarca yıl çarpmıştır. Zamanla bu çarpış süreci yüzey malzemelerini toz hâline getirip yüzeydeki malzemeleri "işledi", böylece "regolit" adı verilen ince taneli bir tabaka oluşturdu. Regolit kalınlığı, genç denizlerin altında 2 metreden en eski Ay yayla yüzeylerinin altında 20 metreye kadar değişir. Regolit, ağırlıklı olarak o bölgede bulunan malzemelerden oluşur, fakat ayrıca uzak çarpma kraterleri tarafından püskürtülen malzemelerin izlerini de içerir. "Mega regolit" terimi, sık sık yüzeye yakın regolit tabakasının hemen altında çokça kırılmış ana kayacı tanımlamak için kullanılır.

Regolit kayalar, orijinal ana kayaç minerallerinin fragmanlarını ve çarpmalar sırasında oluşan camsı parçacıkları içerir. Ay regolitinin çoğunda parçacıkların yarısı, cam parçacıkları ile kaynaşık mineral parçalardan meydana gelir; bu cisim denilen agglutinates vardır. Regolith kimyasal bileşimi konumuna göre değişir; dağlık regolit sadece bu bölgelerde kayalardaki gibi alüminyum ve silis bakımından zengindir. Denizdeki regolit, demir ve magnezyum açısından zengin olup kendisinden oluşturulduğu bazalt kaya gibi silis açısından fakirdir.

Ay regoliti, aynı zamanda Güneş'in tarihi hakkında bilgi topladığından çok önemlidir. Güneş rüzgârı oluşturan atomlar – çoğunlukla helyum, neon, karbon ve azot – Ay yüzeyine çarpıp mineral taneleri içine yerleşirler. Regolitin bileşimi, bilhassa izotopik kompozisyonu incelendiğinde Güneş aktivitesinin zamanla değişip değişmediğini belirlemek mümkündür. Oksijen, hidrojen (su), karbon ve azot gibi Güneş rüzgârı gazları sadece hayatı sürdürmek için elzem değildir, aynı zamanda yakıt üretiminde potansiyel olarak gelecek Ay üslerinde yararlı olabilir. Ay regolitinin bileşimi, aynı zamanda kökeninin anlamaşılması içi