thumb|Undersøgelse af Shortykrateret under Apollo 17-missionen. Det var den eneste mission, hvor en geolog deltog, nemlig (Harrison Schmitt). NASA foto. thumb|Billede af udsnit af Månen i falske farver, taget af Galileo-rumsonden og visende geologiske træk. NASA foto. Månens geologi (der ofte betegnes selenologi, skønt dette udtryk mere generelt anvendes om "videnskab om Månen") er helt forskellig fra Jordens. Månen mangler næsten helt atmosfære og forekomst af vand, hvilket eliminerer indflydelse fra og erosion på grund af et vejr. Desuden har den ingen form for pladetektonik, den har lavere tyngdekraft, og den afkøles på grund af dens lille størrelse hurtigere end Jorden. Måneoverfladens komplekse geomorfologi er dannet ved en kombination af processer, hvoraf de vigtigste er nedslag, som har dannet nedslagskratere, og vulkansk aktivitet. Månen er et differentieret legeme, som er opdelt i en skorpe, en kappe og en kerne.
De geologiske undersøgelser af Månen er baseret på en blanding af observationer fra teleskoper på Jorden, målinger fra rumsonder i kredsløb, indhentede måneprøver og geofysiske data. Der blev indsamlet prøver fra nogle få steder på Månen under Apollo-missionerne i slutningen af 1960'erne og begyndelsen af 1970'erne, hvilket bragte lidt over 380 kg måneklippe og overflademateriale tilbage til Jorden. Meget små mængder er desuden bragt tilbage ved det ubemandede, sovjetiske Luna-program. Månen er derfor indtil nu det eneste ikke-jordiske legeme, hvorfra der findes prøver med kendt geologisk placering. Der er fundet en håndfuld meteoritter fra Månen på Jorden, men det er ukendt, hvilke månekratere, de stammer fra. En betragtelig del af måneoverfladen er stadig ikke udforsket, og en lang række geologiske spørgsmål er derfor ubesvarede. Ingen prøver er indsamlet fra Månens bagside eller polområder.
Dannelse thumb|Månens forside. I lang tid var det mest fundamentale spørgsmål om Månens historie, hvorledes den var dannet. Tidlige hypoteser omfattede afspaltning fra Jorden, indfangning og samtidig dannelse, men nu er hypotesen om gigantsammenstødet den alment videnskabeligt accepterede hypotese.
Spaltningshypotesen Ideen om, at Jorden på et tidligt tidspunkt med en hurtigere rotation udslyngede en del af sin masse, hvorved Månen dannedes, blev fremsat af George Darwin (der var søn af den berømte biolog Charles Darwin). Det blev i almindelighed antaget, at Stillehavet var arret efter en sådan begivenhed. I dag vides det imidlertid, at den oceanbund, som ligger under dette oceanbassin, er forholdsvis ung, nemlig omkring 200 millioner år eller yngre, mens Månen er meget ældre. Hypotesen kan desuden ikke redegøre for vinkelmomentet i Jord-Måne-systemet.
Indfangning af Månen Denne hypotese gik ud på, at Månen dannedes et andet sted i solsystemet og senere indfangedes i færdig tilstand af Jordens tyngdefelt. Det er imidlertid et usandsynligt forløb, eftersom et tæt møde mellem Månen og Jorden enten ville resultere i en kollision mellem dem eller en sådan ændring af Månens bane, at den med stor sandsynlighed aldrig ville komme i nærheden af Jorden igen. Hvis hypotesen skulle være holdbar, forudsætter den, at den primitive Jord skulle have været omgivet af en enorm atmosfære, som kunne bremse Månens bevægelse nok til, at den forhindredes i at undslippe. En hypotese af denne art menes at kunne forklare de irregulære månebaner, som forekommer omkring Jupiter og Saturn, men det anses for en meget lidt holdbar forklaring, når det gælder Månen. Desuden har hypotesen vanskeligt ved at forklare, hvorfor de to himmellegemer har nogenlunde samme forholdsvise forekomst af ilt-isotoper.
Samdannelseshypotesen Ifølge denne hypotese dannedes Jorden og Månen samtidigt som et dobbeltsystem i solsystemets ur-skive. Hypotesen forklarer imidlertid hverken Jord-Måne-systemets vinkelmoment, eller hvorfor Månen er fattig på metallisk jern.
Gigantsammenstødsteorien
For nuværende er den bedste forklaring på Månens opståen, at der skete en gigantisk kollision mellem to protoplaneter tidligt i den periode af solsystemets udvikling, hvor himmellegemerne samledes og sammenkittedes. Denne "gigantsammenstødsteori", som blev populær i 1984 (skønt den fremkom midt i 1970'erne), passer med omløbsbanerne for Jorden og Månen og forklarer, hvorfor Månens kun har en forholdsvis lille metalliske kerne. Kollisioner mellem planetesimaler anses nu for at føre til planeternes vækst i solsystemets tidlige udviklingsperiode, og i denne forbindelse er det uundgåeligt, at der også vil forekomme store sammenstød på det tidspunkt, hvor planeterne næsten er færdigdannet.
Teorien kræver, at Jorden, da dens størrelse var omkring 90% af dens nuværende, blev ramt af en anden planet med en diameter som Mars (dvs. med halvdelen af Jordens radius og en tiendedel af dens masse). Denne kolliderende planet kaldes af og til for Theia, der i den græske mytologi var mor til månegudinden Selene. Størrelsesforholdet mellem de to kloder er nødvendigt for, at sammenstødet kunne resultere i et system med et vinkelmoment, som er stort nok til at svare til den nuværende omløbskonfiguration, og sammenstødets uhyre voldsomhed ville have sendt tilstrækkeligt materiale i omløb om Jorden til, at det bagefter kunne samles og danne Månen.
Computersimulationer af en sådan begivenhed synes at vise, at sammenstødet til en vis grad sker ved, at de to kloder strejfer hinanden. Derved bliver en lille del af den indkommende klode til en lang stribe materiale i rummet, som derpå løsriver sig. Jordens asymmetriske form efter kollisionen får dette materiale til at gå i kredsløb om hovedmassen. Den involverede energi er umådelig stor. Billioner af tons materiale fordampede eller smeltede. På dele af Jorden må temperaturen være steget til 10.000 °C.
Denne dannelsesteori kan forklare, hvorfor Månen kun har en lille kerne af jern (formentlig omkring 25% af dens radius, sammenlignet med omkring 50% for Jorden). Hovedparten af den indkommende klodes jernkerne menes at være indgået i Jordens kerne. Også manglen på flygtige stoffer i måneprøverne forklares delvis af kollisionens energi. Den energi, som frigjordes ved samlingen af det omkredsende materiale vil desuden have været tilstrækkelig til at smelte en stor del af Månen, så der opstod et magmaocean.
Den nydannede Måne kredsede om Jorden i omkring en tiendedel af den nuværende afstand og overgik ved tidevandslåsning til bunden rotation, så den altid vendte samme side mod Jorden. Siden da har Månens geologi være uafhængig af forholdene på Jorden. Selv om teorien forklarer mange aspekter af Jord-Måne-systemet, er der stadig nogle få uløste problemer i den, herunder at mængden af flygtige grundstoffer ikke er så lille, som det må ventes efter et så energirigt nedslag.
Geologisk historie
Månens geologiske historie er blevet opdelt i seks hovedepoker, Månens geologiske tidsaldre. Begyndende for omkring 4,5 milliarder år siden var den nydannede Måne i smeltet tilstand og kredsede meget nærmere Jorden. De optrædende tidevandskræfter deformerede den smeltede klode til en ellipsoide, hvis storakse pegede mod Jorden.
Magmaocean på Månen right|350px|Dannelse af en skorpe af anorthosit De første klipper, som nåede tilbage til Jorden med Apollo 11, var basalter. Skønt missionen landede i Mare Tranquillitatis, opsamlede den nogle få millimeterstore klippefragmenter var højlandet. Disse bestod hovedsageligt af plagioklas (feldspat), men enkelte udelukkende af anorthositisk plagioklas. Det var opdagelsen af disse mineralstykker, som førte til den dristige hypotese, at en stor del af Månen havde været flydende.
Det er en naturlig følge af gigantsammenstødet, at de stoffer, som samledes for at danne Månen, må have været særdeles varme. Modeller af forløbet forudsiger, at en stor del af Månen ville være i smeltet tilstand kort efter dens dannelse, og skøn over dybden af dette magmaocean spænder fra omkring 500 km og til total smeltning af Månen. Krystallisationen af dette magmaocean har medført en opdelt struktur med en forskellig sammensætning af skorpe og kappe og forklarer de vigtigste forekomster af de forskellige typer måneklipper.
De første mineraler, som udkrystalliseredes i dette ocean, var jern- og magnesiumsilikaterne olivin og pyroxen. Disse mineraler var tættere end det smeltede materiale, hvorfor de bundfældedes. Da krystallisationsfasen var omkring 75% færdig, udkrystalliseredes den lettere anorthositiske, plagioklase feldspat og flød opad, hvor den dannede en anorthositisk skorpe med en tykkelse på omkring 50 km. Den ældste apolloprøve er anorthosit fra Månens højlande, dateret til 4,52 milliarder år. Hovedparten af magmaoceanet krystalliserede hurtigt, dvs. i løbet af omkring 100 millioner år eller mindre, omend den tilbageværende magma, som var rig på KREEP (der består af ikke-reagerende og varmeproducerende stoffer), kan være forblevet i smeltet tilstand i endnu adskillige hundrede millioner – og måske helt op til 1 milliard år. Den KREEP-rige magma blev tilsyneladende til sidst koncentreret i området omkring Oceanus Procellarum- og Imbrium-bassinerne, et enestående geologisk område, der nu kendes som Procellarum KREEP-området.
Hurtigt efter dannelsen af Månens skorpe, og måske allerede mens den dannedes, begyndte de forskellige magmatyper at dannes, som ville føre til magnesiumholdige lag af norit og troctolit. Det vides ikke, i hvilken dybde dette fandt sted, men ifølge nyere teorier afgrænsedes Mg-lagene til Procellarum KREEP-området, og disse magmatyper synes på en eller anden måde at være relateret til KREEP, men deres oprindelse er stadig genstand for videnskabelig diskussion. Krystalliseringsalderen for de ældste klipper i Mg-lagene er omkring 3,85 milliarder år, men det må bemærkes, at det sidste store nedslag, som kan være trængt dybt ned i skorpen (Mare Imbrium-bassinet) også skete for ca. 3,85 milliarder år siden. Det synes derfor sandsynligt, at den plutoniske aktivitet i Mg-lagene fortsatte meget længere, og at der findes yngre plutoniske klipper dybt under overfladen.
Det Store Bombardement
Analyser af prøver fra månens maria synes at vise, at de fleste nedslagsbassiner på Månen dannedes i løbet af en forholdsvis kort periode for mellem 4 og 3,85 milliarder år siden. Denne hypotese kaldes for det sene kraftige bombardement. Man har imidlertid nu indset, at udkastninger fra Imbrium-nedslagsbassinet, som er et af de yngste store nedslagsbassiner på Månen, kan findes på alle Apollo-landingsstederne og dermed være kommet med i de hjembragte måneprøver. Det er derfor muligt, at nogle bassiner (og i særdeleshed Mare Nectaris) fejlagtigt er blevet tilskrevet samme alder som Imbrium.
Mareområderne fremviser tidligere lavastrømme fra basaltiske udbrud. I sammenligning med jordiske lavatyper indeholder de større mængder jern, har lavere viskositet, og nogle har stærkt forøget indhold af det titanium-rige mineral ilmenit. Hovedparten af basaltudbruddene sket for mellem 3 og 3,5 milliarder år siden, omend nogle prøver fra mareområderne er dateret til en alder på 4,2 milliarder år, og de yngste menes (på grundlag af kratertælling) at stamme fra udbrud så sent som for en milliard år siden. Sammen med den vulkanske aktivitet i mareområderne skete der pyroklastiske udbrud, som sendte smeltet basaltisk materiale hundreder af kilometer væk fra vulkanen. En stor del af det flød ind i de lavtliggende områder, som udgjordes af nedslagsbassinerne på Månens forside. Dog må det bemærkes, at Oceanus Procellarum ikke svarer til nogen kendt nedslagsstruktur, og at de laveste områder på Månens bagside, særligt Sydpol-Aitken bassinet kun i ringe grad er omdannet til et mare.