月質學

月質（有時稱為月球地質學，或涵蓋範圍更廣的月球科學）與地球地質學差別明顯。月球表面缺少會產生侵蝕的大氣層與水體，現在也沒有板塊構造活動。由於月球的總質量遠遠小於地球，其重力加速度較低，冷卻得也更快。月球表面複雜的月貌形成於各種因素的組合，特別是撞擊坑和火山活動。月球的殼層、月幔層、月核與地殼、地幔和地核明顯不同。

月球的地質研究主要依據地球上望遠鏡觀測、探月太空飛行器觀測、月岩樣本及地球物理數據等手段的組合。上世紀60年代末至70年代初，美國阿波羅計劃和前蘇聯的月球計劃的多艘登月太空飛行器直接從月球幾處地點進行了採樣，共帶回約380千克（838磅）的月岩和月壤。長期以來，月球是唯一一顆人類直接採樣以了解其構造的外星天體。在地球上已識別出少量的月球隕石，但它們來自月球上哪座隕坑卻是未知。月球表面有相當大的部分還沒被勘察過，很多地質問題仍沒有答案。

## 組成元素

月球表面的化學元素構成按照其豐度依次為：氧（O）、矽（Si）、鐵（Fe）、鎂（Mg）、鈣（Ca）、鋁（Al）、錳（Mn）、鈦（Ti）。最豐富的是氧、矽和鐵。氧的質量占比估計為42%。碳（C）和氮（N）只有痕量，似乎只存在於太陽風帶來的微量沉積中。

從月球探勘者測得的中子光譜數據顯示，氫（H）主要集中在月球的兩極。

元素｜含量

氧｜42%

矽｜21%

鐵｜13%

鈣｜8%

鋁｜7%

鎂｜6%

其它｜3%

## 月球的形成

長期以來，月球的起源一直是得到廣泛關注的熱點問題。早期的假說有從地球裂變說、捕獲說、共生說。現在，大碰撞說獲得了科學界普遍接受。

### 月球裂變說

達爾文的兒子喬治·達爾文提出在地球早期，由於加速旋轉，甩出去一部分物質形成了月球。一般假設太平洋就是此事件的瘢痕。然而，現在已知大洋板塊非常年輕，在2億年以內；而月球非常古老。這一假說也不能處理地月系統的角動量。

### 月球捕獲說

這種假說認為月球是被地球引力場捕獲的天體。實際上這基本上不可能，因為月球這樣的天體如果與地球近距離遭遇將或者發生碰撞或者改變運行軌道再不能與地球相遇。該假說若要成立，原始地球需要有非常大的大氣層，能夠在逃逸前減緩月球運動。捕獲說可以解釋木星與土星的不規則衛星軌道，但難以解釋在地球與月球擁有近似的氧同位素比例。

### 共生說

這種假說認為地球與月球是太陽系原始吸積盤上形成的雙星系統。該假說的問題是不能解釋地月系統的角動量，也不能解釋月球具有較小的核心（月核占月球半徑的20%，而地核占地球半徑的50%）。

### 大碰撞說

目前月球起源的最佳解釋是在太陽系進化的早期兩顆原行星的碰撞。雖然在1940年代就被提出，這一假說在1984年才獲得普遍認可。它能夠滿足地球與月球的軌道條件，並能處理月球相對小的金屬內核。現在普遍認為微行星間的碰撞在太陽系進化的早期是行星天體的生長方式，因此行星接近生成時發生大碰撞是不可避免的。

這一假說認為一顆現在地球的90%大小的天體與相當於火星大小的另一顆天體（地球半徑的一半、地球質量的十分之一）發生碰撞。這顆碰撞天體被稱作忒伊亞（Theia），希臘神話中的月亮女神塞勒涅（Selene）之母。尺寸比例是為了碰撞後的雙星系統具有充分的角動量匹配目前地月系統的軌道參數。碰撞也能夠釋放出足夠的物質到地球軌道上最終形成月球。

電腦模擬該事件表明，碰撞必須是接近地表切線方向的掠射（glancing blow），這將使碰撞天體的一少部分形成長臂物質被剪切下來，而碰撞後地球的不對稱形狀將使這些物質進入環繞地球的軌道。撞擊的能量是巨大的：萬億噸物質被氣化、融化。地球的部分地區溫度將達到10,000°C。

這一理論可以解釋為什麼月球只有一個小的鐵核（大約占月球半徑的20%，比較與地核占地球半徑的50%）。碰撞天體的鐵核的大部分據推測沉入了地核。根據碰撞理論，月面樣本缺少揮發性物質。把大量物質拋入近地軌道的過程中釋放出來的能量足以融化大部分月球物質，導致一個岩漿海的生成。

新形成的月球的軌道只有現在月地距離的十分之一處。由於與地球的潮汐鎖定，月球的一面始終朝向著地球。

大碰撞說仍然面對著一些難解的挑戰，如月表仍然存在著一些揮發性物質。

## 月球地質歷史

月球地質歷史被分為六個主要的代，稱作月球地質年代。從45億年前開始，新形成的月球還處於熔融狀態，並在潮汐力的作用下更近地環地球繞行。這種潮汐力迫使熔融體變成一顆主軸指向地球的橢球體。

月球地質歷史上第一個重要事件是近全球性岩漿海洋的結晶。其具體深度不清楚，但一些研究表明至少深約500公里或更多。在岩漿洋中首先形成的礦物是鐵鎂矽酸鹽橄欖石與輝石。由於這些礦物的密度較周圍熔融物質大而下沉。當岩漿海洋結晶率達到75%時，密度較小的斜長岩斜長石結晶並上浮，形成厚約50公里的斜長岩月殼。大部分的岩漿海洋在不到一億年的時間裡快速結晶。但最後剩下的富含克里普礦物的岩漿，包含了大量高濃度的不相容和產熱元素，在接下來的數億（或許10億）年來可能一直保持著部分熔融的狀態。富含克里普礦物的岩漿最終濃縮於風暴洋和雨海盆地內，形成一塊獨特的地質區域，即現在所稱作的風暴洋克里普岩層（Procellarum KREEP Terrane）。

很快，月殼形成後不久，甚至在形成過程中，各種不同類型的岩漿就開始形成鎂系（norites）和橄長岩（troctolites），雖然確切的形成深度還不知道。但近來一些理論認為鎂系岩漿主要局限於風暴洋克里普岩層區，這些岩漿與克里普礦物的起源有某種關係，目前科學界對此仍然有高度爭議。最古老的鎂系岩石的結晶年齡大約是38.5億年。鑿穿了月殼的大撞擊（雨海盆地）也可能發生在距今的38.5億年前。因而，似乎有可能鎂系月岩的火成活動持續了更長的時間，地表深處存在著更年輕的火成岩。

對月表採樣的分析表明，大部分撞擊盆的形成時間位於40億至38.5億年前一個很短的時期內。這一假說被稱作月球大災變或者後期重轟炸期。然而，現在人們已識別出所有在阿波羅飛船著陸點附近發現的月岩，應該都是雨海撞擊盆地（月球上最年輕的大型撞擊盆地之一）的濺射物。因此，對於一些撞擊盆地（特別是酒海）來說，其年齡可能已被錯估為與雨海相同。

月海代表著古老的玄武岩熔岩噴發泛濫。比較於月陸的熔岩，月海的熔岩包含更高的鐵豐度，低粘滯性，富鈦的鈦鐵礦高豐度。多數玄武岩噴發出現在35億年前到30億年前，雖然某些月海採樣有42億年古老，而最年輕的噴發據信是在10億年前（根據對環形山計數的方法）。與月海火山活動伴隨的火山碎屑岩噴發把熔融的玄武岩物質噴射到據火山幾百公里以外。月海噴出熔岩的大部分形成或者流入了低標高的最近的撞擊盆地。但必須注意風暴洋不對應任何已知的撞擊結構；月表最低處在遠地一面的南極-艾特肯盆地僅極輕微覆蓋月海熔岩。

矩形結構的古老闆塊裂谷（從左至右：外觀、地形、GRAIL重力梯度，2014年10月1日）

現在，隕星與彗星撞擊是月球唯一一種突發的地質作用力，雖然地球潮汐也會定期在近月點引起月球應力的小幅變化。一些在最近期地質紀中代表所在地層的最主要撞擊坑，如深3.76公里，半徑93公里的哥白尼環形山，據信形成於9億年前（雖然該數字仍有爭議）；阿波羅17號從降落區採集到了第谷坑噴發過來的濺射物，對其岩石的研究分析表明，該隕坑可能形成於10億年前，雖然這一結論也仍有爭議。月球表面經歷了含高能粒子的太陽風注入和微流星體轟擊的空間風化過程，導致年輕月坑周圍明亮的射紋系統逐漸變暗直止與附近月面的反照率相一致。但如果輻射紋的成分與下面的地層不同（如濺落在月海表面的「高地」輻射紋），則就會在更長的時間內保持可見。

1990年代恢復月球探測後，發現了一些橫跨整個月球的陡崖，應是由於月球變冷收縮所致。

### 地層和時代

在月球地層結構中，最上層可看到帶輻射紋的隕石坑，這類月坑屬於哥白尼紀的最年青撞擊坑；在下一層可發現形態發育完好，但無射紋系統的隕石坑，它們屬於愛拉托遜紀層，在這兩個月球年輕地層中可找到隕坑般大小的斑塊；接下來的兩個延伸地層為月海層（早期的定義為「風暴洋紀」層）和與雨海盆地有關的濺射物及構造層（雨海紀層），另一個也與撞擊盆地有關的地層是以酒海盆地定義的酒海紀。在月球最底層的前酒海紀地層可看到古老的撞擊平原。水星的地層結構與月球的情況很相似。

## 月表地貌

月表地貌可以描述為撞擊坑及濺射物、一些火山、山丘、熔岩填充的窪地。

### 月陸

月球最顯著的外觀是明暗對比區域。更明亮的部分是月球高地，也被稱作月陸；更暗的區域被稱作月海。十七世紀的天文學家克卜勒最早引入這些名稱。月陸的成分是斜長岩；月海的成分是玄武岩。月海往往對應於「低地」，但必須知道低地（如南極-艾特肯盆地）並不總是覆蓋著月海。高地比月海更為古老，因而受到更為嚴重撞擊。

### 月海

月球火山活動的主要後果是顯著的月海。這是由大面積漫溢的低反照率的玄武岩熔岩所構成，覆蓋了月球正面的三分之一。在月球背面僅百分之幾的面積受到月海火山活動影響。甚至在阿波羅飛船登月確認前，大多數科學家就已相信月海是被玄武岩熔岩填塞的平原，因為月海具有熔岩流模式和熔岩管造成的塌陷。

月海玄武岩的年齡確定用放射性定年法與撞擊坑計數法。放射性定年法測得的最古老年齡是42億年，而撞擊坑計數法獲得的最年輕年齡是10億年。大多數月海玄武岩從體積上看形成於35億年前到30億年前。最年輕的熔岩噴發在風暴洋，而某些最古老的熔岩噴發在遠離地球的月表。月海顯然比四周的高地更為年輕，因為撞擊坑的密度低得多。

大部分月海熔岩噴發發生在朝向地球一面的低洼撞擊盆地中，或是流入了撞擊盆地。但是，撞擊事件與月海火山活動之間不太可能存在因果關係，因為撞擊盆地比月海熔岩充填至少要早5億年。特別是風暴洋作為月球上最廣闊的火山活動月海，卻不對應任何已知的撞擊盆地。一般認為月海熔岩噴發只出現在月球正面是因為正面的月殼比背面的月殼薄。雖然月殼厚度的變化可能對多少岩漿能上升到月表發揮了調節作用，但這一假說不能解釋月球背面的南極-艾特肯盆地的月殼比風暴洋更薄但卻只覆蓋了很淺的火山物質。

另一類覆蓋了月海和月陸的沉積物是「暗地幔」沉積物（dark mantle）。肉眼看不到這種沉積物，但可以從望遠鏡與太空飛行器拍攝的圖像中觀察到。在阿波羅探月之前，科學家認為這些沉積物是火山碎屑岩噴發造成的。一些明顯與細長暗淡的火山錐有關的沉積物，更支持了這一假說。後來在月球上發現了類似地球火山碎屑岩噴發區看到的玻璃球粒（glass spherule），從而證實了這一假說。

許多月球玄武岩包含小孔泡，這是岩漿遇到月表真空環境時氣泡離溶。不能確認從這些岩石中逃逸出哪些氣體，可能有一氧化碳。

火山碎屑岩玻璃物質有綠、黃和紅色。顏色的差異表明了岩石含鈦量的不同。綠色微粒含鈦量最低（約1%），紅色微粒含鈦量最高（至14%，較含量最高的玄武岩還要高）。

#### 月谷

月谷（月面谷）可分為三種：蜿蜒、弧形和直線型。前兩種是月球古老火山的岩漿通道。直線型月谷是構造活動的產生的地塹。最著名的蜿蜒月谷是施勒特爾月谷，位於風暴洋東北側阿里斯塔克斯高原。阿波羅15號降落考察過的一個蜿蜒狀月谷是哈德利月溪，位於雨海盆地邊緣山嶺，月面坐標為北緯26.13°、東經3.52°，實地觀測表明它是火山活動形成的，從而平息了此前的長期爭議。

#### 穹丘

在月表某些地區可發現很多盾狀火山，例如呂姆克火山，月面坐標北緯40.8°、西經58.1°。這些火山是由粘稠，可能是富含矽的熔岩噴發形成。月球穹丘是寬而圓，平緩的斜坡上升至數百米的相對高度。典型直徑為8-12公里，最多是20公里。某些火山穹丘的峰頂有小穴坑。

#### 皺嶺

皺嶺（wrinkle ridge）是月海地區收縮的構造力形成的月表褶皺山脊。有的皺嶺示意出被月海填埋的撞擊坑或其它地下構造特徵。最典型的示例是勒特羅納環形山，月面坐標南緯10°36′、西經42°24′。

#### 地塹

如同在地球上的情形一樣，月球的地塹也是一種構造區域，為夾在兩個正斷層之間相對下沉的區域。也被稱作線型月谷。大多數月球地塹出現在月海的大型撞擊盆地邊緣地帶。

- 普林茨隕石坑附近由火山活動形成的月谷
- 風暴洋中的呂姆克火山穹丘
- 勒特羅納環形山中的皺嶺
- 阿波羅10號拍攝到的月表地塹——阿里亞代烏斯月溪

### 隕石坑

直到1940年代，科學界才普遍接受月球環形山是由天體撞擊產生的。這一認識導致了根據地質學的疊覆律整理出月球的撞擊史。如果一個撞擊坑或它的濺射物質覆蓋了其它撞擊坑，則前者更為年輕。撞擊坑的侵蝕程度是估計其年齡的另一線索，雖然更為主觀。1950年代尤金·舒梅克採用該方法對月球進行了系統的研究，從而脫離了傳統天文學範疇，開啟了月球地質學的研究。

隕石坑是月球最著名的地質過程。它是由一顆小行星或彗星以非常高的速度（月球的平均撞擊速度為17公里/秒）撞擊月表而形成的。撞擊動能產生一個壓縮衝擊波從撞擊點輻射擴散出去；緊隨其後的是膨脹波，正是這輪激波把撞擊坑的物質拋射出去。最後撞擊坑底面的流體力學回彈造成了撞擊坑的中央峰（有點像滴入水池裡的水滴）。

月球表面撞擊坑的大小呈連續分布，從微型撞擊坑到直徑近2500公里、深達13公里的巨大南極-艾特肯盆地。從極普遍的意義上看，月球撞擊坑歷史遵循著其尺寸隨時間的增長而下降的趨勢。尤其是大型撞擊盆地都形成於早期歷史，而後依次被小隕坑覆蓋。從給定月表的撞擊坑尺寸分布率看，近似遵循冪定律的關係，即隨撞擊坑尺寸的增加，撞擊坑的數量呈下降趨勢。

最晚形成的撞擊坑可通過包括陡峭的邊緣等完整特徵來進行辨別。小撞擊坑傾向於碗狀；而大撞擊坑一般坑底平坦並有中央峰；更大的撞擊坑往往內壁坍塌形成台地與懸崖（ledge）；最大型的撞擊盆地甚至能形成多個同心的次級環形山，因而稱為"多環盆地"（如包含了魯克山脈及科迪勒拉山脈的東海盆地）。

撞擊過程鑿出的高反照率物質剛開始使隕石坑、濺射物以及射紋系統等呈現明亮的外觀，後來的空間風化過程慢慢降低了這些物質的反照率。因此，環形山的輻射紋隨時間的推移而消褪。而撞擊坑與其濺射物在小隕石和小型撞擊物的轟擊侵蝕，隕坑特徵被逐步軟化和磨損。隕石坑也可能被其它撞擊的濺射物覆蓋，其形態特徵甚至中央峰都會被掩埋掉。

大型撞擊濺射物所包含的大塊物質能夠再次撞擊月表，形成次級坑。這些次級坑有的可形成清晰可辨的放射狀。與相同大小的主坑比，次級坑的深度更淺。有些情況下，這些一整條的濺射物能夠撞擊出一道月谷。這要與撞擊鏈坑區別開來，後者是撞擊天體在撞擊發生前因潮汐力解體在月表形成線狀分布的一系列撞擊坑。

一般地講，月球撞擊坑在形態上都是大致的圓形。美國宇航局艾姆斯研究中心實驗室的模擬實驗證明：即使是極低角度的撞擊，所造成的隕石坑仍趨於圓形，而橢圓形撞擊坑的入射角度需要在5度以下。而低入射角產生的中央峰會偏離撞擊坑的中心點。此外，傾斜撞擊拋出的濺射物會隨入射角度的不同而有不同的分布模式：從60˚開始則不對稱分布，從45˚時開始有楔形拋射區域。

暗暈型撞擊坑是撞擊鑿出的月表下較低反照率物質沉積在主坑周圍，所形成的暗暈坑，這一般發生在較暗的玄武岩地層區。例如在月海上發現的暗暈坑，就是原先已被明亮的高地撞擊濺射物覆蓋的較暗地層，又被更後的撞擊鑿掘出來，在隕石坑周圍形成的暗暈環。

最大型的撞擊產生的融化岩石可以覆蓋上公里的厚度。例如在月球東海撞擊盆地的東北區。

- 雨海與在圖像的上邊緣處的哥白尼環形山
- 月球背面的金隕石坑（King）
- 月球東海是典型的多環盆地

### 月壤

月表承受了小行星與彗星幾十億年的轟擊。隨著時間的流逝，這些撞擊過程已經把表層岩石破碎成細粒度的岩屑，稱之為月壤。在年輕的月海區域，月壤厚度在2米左右，而在最古老的月陸，月壤厚度可達20米。月壤主要由當地區域的物質組成，但也會含有遠處撞擊坑濺射物的痕跡。"粗風化層"這一術語是專用於描述月球正面月壤下高度碎裂的岩床。

月壤包含岩石、岩床的碎屑、撞擊產生的玻璃質微粒。大部分月壤中過半顆粒是岩石碎屑與玻璃質顆粒的熔結體，稱作「燒結」（agglutinate）。月壤的化學成分依其所處位置而變化。月陸上的月壤同當地岩石一樣，富含鋁和矽；而月海中的月壤富含鐵和鎂但貧矽，因為這種月壤形成於當地的玄武質岩石。

月壤還保存了太陽活動的歷史資訊。組成太陽風的原子主要是氦、氖、碳與氮，轟擊到月面並進入月壤微粒中。通過對月壤組分的分析，特別是其中的同位素構成，可以確定各時期太陽活動的變化。太陽風氣體可能對未來的月球基地是有用的，因為氧、氫（水）、碳和氮不僅是維持生命不可或缺的，而且對於燃料生產也可能是非常有用。月壤的成分也可能作為未來能源的來源。

### 熔岩管

熔岩管是未來修建月球基地的一個潛在的重要地方，可用於對月球的勘探和開發，或作為人類外太空探索的前哨服務站。很多著作和論文都大篇幅地論述和探討過月球熔洞的可用潛力。月球上任何完整的熔岩管都可用來躲避月表上頻繁隕石撞擊、高能紫外線和高能粒子輻射以及極端溫差變化等惡劣環境。隨著月球勘測軌道飛行器的發射，已被拍攝到了許多月球熔岩管。在包括馬里烏斯丘陵（Marius Hills）、智海和靜海等多個地點發現了這些月球坑井。

## 岩漿海

阿波羅11號帶回的第一批岩石是玄武岩。雖然這次任務的降落地點是寧靜海，也撿拾到了一些幾毫米大小，來自高地的岩石碎屑。它們的主要成分是長石和斜長石；一些碎片完全是鈣長石的斜長石。對這些碎屑的礦物鑑定導致大膽的假設月球很大一部分曾經是熔岩，地殼是由岩漿海分異後的結晶形成的。

巨大撞擊事件的自然結果是再生成的月球物質必然是炙熱的。目前的模型預測在月球形成之後的短時間內，月球有很大一部分是熔融的，估計完全熔融的岩漿海的深度達到500公里。岩漿海的結晶會造成分異，給予地殼和地函有著不同性質的組成，並解釋了月球岩石的主要成分。

由於月球岩漿海結晶時的分異，橄欖石和輝石等礦物會沉澱和沉沒，形成地函。當四分之三完成結晶時，鈣長石、斜長石已經開始結晶，而因為它們的密度低，所以漂浮形成鈣長石的地殼。重要的是，那些不相容的元素（也就是先後成為液相的差別性部分）會隨著岩漿結晶的過程逐漸被集中，形成富含克里普礦物的岩漿，最初應該像三明治一樣，被夾在地殼和地函之間。這種情況的證據來自組成高地的地殼，含有豐富的克里普礦物。

## 月岩

氧化物｜重量百分比

二氧化矽｜44.4%

三氧化二鋁｜6.14%

氧化亞鐵｜10.9%

氧化鎂｜32.7%

氧化鈣｜2.31%

氧化鈉｜0.092%

氧化鉀｜0.01%

三氧化二鉻｜0.61%

一氧化錳｜0.15%

二氧化鈦｜0.31%

### 月表材質

阿波羅計劃帶回了380.05千克（837.87磅）的月岩，其中大部分保存在德克薩斯休斯敦月球物質回收實驗所，蘇聯無人駕駛月球計劃取回了326克（11.5盎司）的月球物質。這些岩石對月球地質演化的破譯是非常寶貴的。大部分月岩與在地球上發現的一樣，由常見礦岩構成，如橄欖石、輝石和斜長石（斜長岩）。斜長石主要在月殼中找到，而輝石和橄欖石通常在月幔中看到。一些月海玄武岩中的鈦鐵礦含量極為豐富，並首次發現了一種被命名為阿姆阿爾柯爾礦石（三名阿波羅11號成員：阿姆斯特朗、奧爾德林和科林斯的名字組合）的新月球礦岩。

月海區的月岩主要是由玄武岩構成，而高原區貧鐵，主要由富鈣的斜長岩長石構成。月殼另一重要組成部分是鎂系火成岩，如橄長岩、蘇長岩和克里普玄武石。這些岩石的形成相信與克里普礦物岩石成因有關。

月球表面的複合岩往往以角礫岩的形態出現，它們以及子類被稱為碎屑、顆粒和撞擊熔融角礫岩，這取決於它們是如何形成的。鐵鎂質撞擊熔融角礫岩，帶有典型的低鉀弗拉·毛羅玄武岩成分，其鐵、鎂含量及克里普礦豐度比上層的斜長岩更高。

### 月海成分

與月球高地的岩石相比，月海玄武質岩石的主要特徵是：所包含的橄欖石和輝石更多，而斜長石更少。較陸地玄武岩含鐵量更豐富，且粘度更低。其中一些具有高含量的鈦鐵氧化物（鈦鐵礦）。由於阿波羅11號取回的首塊月海岩石富含氧化鐵鈦及其它礦物，因此被稱為「富鈦玄武岩」，但隨後阿波羅12號取回的月海岩石含鈦量較低，被命名為「貧鈦玄武岩」。後來的阿波羅探月任務及蘇聯的月球號無人取樣返回式探月太空飛行器帶回地球的月岩的含鈦量更低，因而命名為「甚貧鈦玄武岩」。1994年美國的克萊門汀號探月太空飛行器遙感探明月海玄武岩的鈦含量呈連續分布，而富態的地區最少。

## 月球內部構造

當前月球內部模型的研究是基於阿波羅探月時安放在月面上的地震儀獲取的數據以及月球重力場和旋轉的數據。

月球的質量足夠大，所以排除了內部存在空洞。月球較低的密度（3.34 g/cm3）表明金屬含量低。月球質量與角動量表明月球鐵核的半徑小於450公里。對月球物理天平動（公轉的小的擾動）進一步表明月核仍然是熔融的。大多數行星與衛星的鐵核尺寸為天體直徑的一半，月球鐵質內核僅占本身直徑的四分之一顯然明顯異常。

月殼平均厚度是50±15公里，一般認為月球背面月殼比正面的月殼平均厚15公里。地震儀測得阿波羅12號、阿波羅14號降落地點的地殼。但是當時對這些數據的分析表明該地月殼厚度約60公里。近來的重新分析認為當地月殼應該更薄，厚度在30-45公里。

相比於地球，月球的外部磁場非常弱。月球磁場看起來也不是偶極的，因為天體的偶極磁場是內核的發電機原理產生的。目前月球的磁場磁性幾乎完全來自月殼。一個假說是月殼的磁性是在月球早期月核發電機仍然運行時獲得的。但過小的月核尺寸是這一假說難以克服的障礙。也可能對於月球這樣無大氣的天體來說，撞擊過程也會產生瞬間的磁場。人們已經注意到這一支持證據：最強的月殼磁化點恰位於最大撞擊盆地的相對極附近，一些取樣帶回地球的月岩就具有很強的磁性。此外，軌道器測量顯示，月表某些部分具有較強的磁場（質量瘤）。

## 圖集

- 月球正面
- 月球背面
- 月球北極
- 月球南極

## 參閱

- 月球瞬變現象
- 月球隕石坑
- 月理學
- 月球地質年代
- 撞擊盆地
- 月球土壤

## 參考文獻

### 科學參考文獻

- Don Wilhelms， Geologic History of the Moon，U.S. Geological Survey.
- To a Rocky Moon: A Geologist's History of Lunar Exploration，by D.E. Wilhelms. University of Arizona Press，Tucson (1993).
- New views of the Moon，B. L. Jolliff，M. A. Wieczorek，C. K. Shearer and C. R. Neal (editors)，Rev. Mineral. Geochem.，60，Min. Soc. Amer.，Chantilly，Virginia，721 pp.，2006.
- The Lunar Sourcebook: A User's Guide to the Moon，by G.H. Heiken，D.T. Vaniman y B.M. French，et al. Cambridge University Press，New York (1991). ISBN 0-521-33444-6.
- Origin of the Moon，edited by W.K. Hartmann，R.J. Phillips，G. J. Taylor，ISBN 0-942862-03-1.

## 外部連結

- Apollo over the Moon: A View from Orbit，edited by Harold Masursky，G. W. Colton，and Farouk El-baz，NASA SP-362.
- Eric Douglass， Geologic Processes on the Moon
- Lunar Sample Information (JSC)
- The Apollo Lunar Surface Journal (NASA)
- Lunar and Planetary Institute: Exploring the Moon
- Clementine Lunar Image Browser
- Ralph Aeschliman Planetary Cartography and Graphics: Lunar Maps
- Lunar Gravity，Topography and Crustal Thickness Archive
- Lunar and Planetary Institute: Lunar Atlas and Photography Collection
- Moon Rocks through the Microscope Retrieved 22 August 2007
- Moon articles in Planetary Science Research Discoveries