月の地質
月のクレーターの起源が衝突によるものだということは、1940年代になって広く受け入れられた。この認識によって、地層累重の法則から、月の衝突の歴史が徐々に明らかになってきた。つまり、クレーター(またはその噴出物)が他の層の上に重なっている場合、クレーター形成がより若い出来事であるということになる。クレーターのよる侵食の度合いは、年代を推定するもう一つの手がかりになる。1950年代末にこの手法を採用することで、ユージン・シューメーカーは体系的な研究を行い、月の地質学を、月の現地調査に頼らない確固たるものにした。
衝突クレーターは、月面上での最も顕著な地質学的過程である。クレーターは、小惑星や彗星のような固体天体が高速(月面への衝突の平均速度は、約17km/sである)で衝突した時に形成される。衝突の運動エネルギーが、衝突点から放出される圧縮された衝撃波を作り出す。この波は希薄波となり、クレーター内から噴出物を吹き飛ばす。最終的に、床面の流体力学的再結合が起こり、中央部に頂ができることもある。
このようなクレーターは、数cmと非常に小さなものから、直径約2,500km、深さ13kmにもなる南極エイトケン盆地のような巨大なものまで、連続的にサイズが分布している。
月の景観は、衝突クレーター、噴出物、いくつかの火山、丘、溶岩流、マグマで満たされた窪地等によって形作られる。
自転が加速しつつある初期の地球がその質量の一部を追い出したという説が、チャールズ・ダーウィンの息子のジョージ・ハワード・ダーウィンから提唱された。一般的には、太平洋が月の痕跡だと考えられた。しかし、今日では、海洋の底を形成する地殻は月の年齢よりも遙かに若く、2億歳にも達しないことが明らかとなっている。また、この仮説では、地球-月系の角モーメントを説明することができない。
月の地層の層序の最上位には、衝突クレーターの層が見られ、この時期がコペルニクス代である。その下には、光条はないが形態が発達したクレーターが見られ、この時期がエラトステネス代である。以上の2つの若い年代は、月面にクレーターの大きさのスポットとして見られる。それらの下には、2つの地層が見られる。雨の海の時代に相当する後期インブリウム代と前期インブリウム代である。さらに神酒の海の時代に相当するネクタリス代があり、最下層には、古いクレーター平原が見られる先ネクタリス代がある。水星の層序は、月のものと非常に似ている。
地溝は、地殻の発散応力場で形成される構造である。構造的には、2対の断層から構成される。ほとんどの地溝は大きな衝突盆地の近くの海で見られる。