Is in het algemeen een satelliet (begeleider) van een planeet. In het bijzonder bedoelt men met 'de maan' (ook wel: Maan) de natuurlijke satelliet van de aarde. De maan is een bijna bolvormig hemellichaam, dat zich op een afstand van gemiddeld 384.400 km van de aarde bevindt. Zij is het dichtstbijzijnde hemellichaam, afgezien van de door mensen gebouwde kunstmanen.

1. Beweging aan de hemel
De maan komt evenals de zon en de sterren in het oosten op en gaat in het westen onder als gevolg van de rotatie van de aarde. Nauwkeuriger waarnemingen laten zien, dat de maan zich bovendien oostwaarts beweegt langs de hemel, waarbij zij zich ca. 1° (dat is bijna evenveel als haar eigen schijnbare diameter) in een uur verplaatst. Na een dag blijkt de maan zich derhalve gemiddeld 13° verplaatst te hebben, zodat zij van dag tot dag steeds later opkomt. Deze beweging is het gevolg van de omloop van de maan om de aarde in 27,321661 dagen (siderische maand). Die omloop geschiedt in dezelfde richting als waarin de aarde zich om de zon beweegt.
1.1 Opkomst
Zo ziet men de maan 's avonds als een smalle sikkel, de maansikkel, aan de westelijke avondhemel. De volgende avond echter staat zij reeds 13° oostelijker (en dus hoger). Na een week is de boogafstand tot de zon (de elongatie) reeds gegroeid tot ca. 90° (kwadratuur) en de sikkel tot een halve cirkel (eerste kwartier). Nog een week later is zij zover naar het oosten gelopen, dat de maan bij zonsondergang opkomt en vol is geworden. Weer een week later komt de maan pas omstreeks middernacht op en is inmiddels nog maar voor de helft verlicht (laatste kwartier, eveneens kwadratuur). Daarna komt zij steeds later op en neemt steeds meer af om ten slotte alleen nog maar aan de oostelijke morgenhemel vlak voor zonsopkomst als een smal sikkeltje zichtbaar te zijn. Daarna ziet men de maan gedurende enkele nachten in het geheel niet (nieuwe maan), totdat zij opnieuw aan de avondhemel opduikt en het verschijnsel zich herhaalt. Het later opkomen van dag tot dag heeft niet steeds met regelmatige tussenpozen plaats en varieert ook met het jaargetijde.
1.2 Winter- en zomermaan
Daar de volle maan ten opzichte van de aarde ongeveer tegenover de zon staat, gedraagt de volle maan in de winter zich als de zon in de zomer. Zij komt (in onze streken) in het noordoosten op, culmineert hoog boven de horizon midden in de nacht (zie culminatie [astronomie]) en gaat in het noordwesten onder. De volle maan in de zomer gedraagt zich echter als de zon in de winter en zij culmineert dan ook op veel geringere hoogte. Bovendien varieert dit van jaar tot jaar. Dat hangt samen met de stand van de baan van de maan.

2. Baan
De maan beweegt zich om de aarde volgens de wetten van Kepler (zie Johannes Kepler) in een bij benadering elliptische baan (zie ellips [wiskunde]), waarvan de aarde in een van de brandpunten staat. Het baanvlak helt 5°8¢33² op het vlak van de aardbaan (zie ecliptica). De excentriciteit is gemiddeld ca. 1/19 (ten gevolge van storingen variërend van 1/15 tot 1/23). Het punt waarin de maan het verst van de aarde verwijderd is, heet apogeum (afstand maan-aarde 405!500 km); het punt waarin zij zich het dichtst bij de aarde bevindt, heet perigeum (afstand 363!300 km). De beweging van de maan om de aarde wordt in hoofdzaak bepaald door de kracht waarmee de aarde de maan aantrekt (zie gravitatie). Daarnaast ondergaat zij echter merkbaar de invloed van de aantrekking van de zon. De baan van de maan wordt voorts door zeer vele storingen beïnvloed. Het heeft veel moeite gekost om de ingewikkelde beweging van de maan te ontwarren. Men kan haar plaats aan de hemel echter zeer nauwkeurig vooruit berekenen.

3. Schijngestalten
Het meest treffende verschijnsel bij de maan is het optreden van de schijngestalten of fasen. Steeds is de helft van de maanbol die naar de zon is toegekeerd, verlicht. Van dit deel ziet men slechts het gedeelte dat op het naar de aarde toegekeerde maanhalfrond ligt. De fase hangt dus af van de onderlinge stand zon, aarde en maan. Zo is het steeds weer nieuwe maan als de maan aan de hemel dicht bij de zon staat. Het donkere deel is echter niet geheel onzichtbaar, maar zendt nog een zeer zwak schijnsel uit: het asgrauw licht.
Aangezien de zon zich evenals de maan tussen de sterren van west naar oost beweegt, maar veel langzamer dan de maan, is het tijdsinterval tussen twee nieuwe manen langer dan de siderische maand. Het tijdsinterval tussen twee nieuwe manen duurt 29, 530588 dagen (synodische maand).

4. Afmetingen, vorm en massa
Uit de afstand van de maan en haar schijnbare diameter van ca. 1/2° kan men haar lineaire afmetingen bepalen. Zo vindt men dat de diameter van de maan 3476 km bedraagt. Het oppervlak is dan 1/14 van dat van de aarde en de inhoud 1/49 van de inhoud van de aarde. Hoewel de maan geen volmaakte bol is, zijn er slechts zeer geringe afwijkingen van de bolvorm.
Om de massa van de maan te bepalen, zijn er drie manieren: het effect van de maan op de baanbeweging van de aarde, haar invloed op de rotatie van de aarde en de uitwerking van de maan op de baan van een ruimteschip dat om haar heen draait. De laatste methode is de meest nauwkeurige en de hiermee berekende waarden leiden tot een massa van 7,35 × 1022 kg, dit is ca. 1/81 van de massa van de aarde.

5. Inwendige
Uit het volume en de massa van de maan berekent men de gemiddelde dichtheid. Deze bedraagt 3, 34 g/cm3, aanmerkelijk minder dan die van de aarde. Tijdens de Apollo-expedities (zie ook Apollo-project) werd op de maan een aantal seismografen opgesteld. Elke seismograaf registreerde inslagen van raketten, ruimtecapsules en meteorieten en zo kreeg men zeer veel informatie over de inwendige structuur van de maan. De allerbuitenste schil bestaat uit los opeengepakt puinachtig gesteente. Naar beneden toe worden de lagen compacter, hoewel er nog veel barsten en scheuren aanwezig moeten zijn. Uit de voortplanting van de seismische golven volgt verder dat het gesteente onder de 25 km lijkt op anorthositisch gabbro. Op een diepte van 60 km is er een structuurverandering, zodat men aanneemt dat dit de grens is van de maankorst. Hier begint de mantel (lithosfeer), die zich tot op zo'n 1000 km diepte uitstrekt. Op diepten tussen 800 en 1000 km in deze mantel zijn haarden van maanbevingen. Er zijn er ongeveer 50 gevonden, die min of meer regelmatig actief zijn. Hun activiteit herhaalt zich maandelijks onder invloed van de aardse getijden, terwijl ook de invloed van de getijdekrachten van de zon merkbaar is. Waarschijnlijk liggen de bevingshaarden op de grens van de mantel en de asthenosfeer, het centrale deel van de maan, met een straal van ca. 700 km. Deze heeft een vrij warme kern, maar er is geen convectie, zoals in de asthenosfeer van de aarde. De kern is waarschijnlijk halfvloeibaar.

6. Magneetveld
Met de Russische kunstmaan Loena-2 heeft men voor het eerst getracht het magneetveld van de maan te meten. De resultaten, die door alle latere metingen werden bevestigd, laten zien dat het magneetveld zeer zwak is. Ook het gedrag van de zonnewind in de omgeving van de maan bevestigt het vrijwel ontbreken van een magneetveld en een eventueel daarmee samenhangende magnetosfeer.
Aangezien de maan zich in het magneetveld van de interplanetaire ruimte beweegt, wordt door magnetische inductie ook binnen in de maan een magneetveld opgewekt. De Explorer 35 heeft zowel het interplanetaire veld als het geïnduceerde veld opgemeten. Tijdens de missies van de Apollo 15 en 16 (zie Apollo-project) werden er kleine subsatellieten in banen op 100 km hoogte om de maan gebracht, die de sterkte van beide magneetvelden tezamen konden meten en tegelijkertijd het daarop gesuperponeerde echte maanveld. Dit laatste kon uit de metingen worden afgeleid en zou aan de pool slechts 0,000!05% van het aardveld bedragen.
6.1 Magnetische gesteenten
Op het oppervlak vonden de Apollo-astronauten echter veel sterkere velden. Metingen met een draagbare magnetometer wezen uit dat het veld van plaats tot plaats sterk varieert. Waarschijnlijk worden deze magneetvelden veroorzaakt door plaatselijke magnetische gesteenten, die soms magcons genoemd worden. Deze zijn waarschijnlijk resten van vroeger gemagnetiseerd materiaal. Inderdaad blijken ook sommige maanstenen duidelijk meetbare overblijfsels te vertonen van vroegere sterkere velden tijdens hun ontstaan, ca. 3,8 miljard jaar geleden.

7. Libraties
De maan keert steeds dezelfde kant naar de aarde toe. De duur van haar aswenteling is nauwkeurig gelijk aan die van de siderische maand. Toch wijkt op sommige ogenblikken het naar ons toegekeerde maanhalfrond iets af van het gemiddelde. Deze afwijkingen worden libraties genoemd. Men onderscheidt vier soorten libraties: de libratie in breedte, die in lengte en de dagelijkse libratie, terwijl er ten slotte nog een ander soort, de fysische libratie, bekend is. De libratie in breedte wordt veroorzaakt door het feit dat de omwentelingsas van de maan niet precies loodrecht op het vlak van de maanbaan staat, maar een hoek van ca. 6° met de loodlijn op dat vlak maakt. Hierdoor ziet men op verschillende tijden van de maand iets meer van de zuidelijke poolstreken, op andere tijden weer meer van de noordelijke poolgebieden op de maan. Daar de schijnbare beweging van de maan om de aarde niet eenparig en haar aswenteling nagenoeg wel eenparig is, kunnen wij ook soms iets meer over de oostelijke rand heen en een halve maand later weer meer over de westelijke rand heen zien. Dat is de libratie in lengte. De dagelijkse libratie wordt veroorzaakt door de aswenteling van de aarde. De richting waarin een waarnemer de rand van de maan ziet, verschuift in de loop van de nacht een weinig op de maanbol ten gevolge van de betrekkelijk geringe afstand van de waarnemer tot de maan en zijn beweging op de roterende aarde. De fysische libratie is het gevolg van echte onregelmatigheden in de rotatie van de maan. Zij is buitengewoon klein.

8. Achterkant
De libraties zijn zo klein, dat toch nog 41% van het maanoppervlak nooit zichtbaar is vanaf de aarde. Op 7 okt. 1959 slaagde het Russische ruimteschip Loena-3 erin een deel van de achterkant voor de eerste keer te fotograferen. Later voltooiden Russische en Amerikaanse satellieten dit werk en kon de gehele achterkant in kaart worden gebracht. De structuur van de achterkant verschilt van de naar ons toegekeerde kant: men vindt er geen grote vlakten zoals die op de voorzijde reeds met het blote oog als de bekende donkere vlekken zichtbaar zijn. De achterkant is volledig met kraters bedekt. Afgezien van deze feiten zijn er echter bijna geen essentiële verschillen.

9. Atmosfeer
De maan heeft geen atmosfeer. Ook voordat de maanlandingen hadden plaatsgevonden, had men daarvoor verscheidene bewijzen. Zo blijven de sterren die de maan bij haar langzame verplaatsing langs de hemel bedekt voordat zij achter de rand van de maan verdwijnen, tot op het laatste moment hun volle helderheid behouden. Deze aan de donkere rand van de maan waargenomen sterbedekkingen (occultaties) leveren bovendien het belangrijkste waarnemingsmateriaal voor de studie van de beweging van de maan. Behalve dat het licht van de sterren, voordat zij door de maan bedekt worden, niet merkbaar verzwakt, behouden de sterren ook hun plaats, met andere woorden er is geen refractie of breking. Ook het volkomen ontbreken van schemeringsverschijnselen aan de grens van licht en donker op de maan (de terminator) wijst op het ontbreken van een atmosfeer.
9.1 Dichtheid
Men kon vóór het Apollo-project uit deze gegevens afleiden, dat de dichtheid van eventueel nog op de maan aanwezige gassen kleiner moest zijn dan 10-12 van de dichtheid van de aardse atmosfeer. Deze lage grens was mede verkregen door waarnemingen van occultaties van kosmische radiobronnen door de maan. Tevens volgde daaruit dat er op de maan een zeer ijle ionosfeer aanwezig is met een elektronendichtheid van ca. 103/cm3. Metingen door Apollo 12 hebben aangetoond, dat de waarden van de atmosfeer- en elektronendichtheid lager liggen dan men had verwacht. Ook op theoretische gronden is het logisch dat de maan geen dampkring bezit, omdat de zwaartekracht onvoldoende is om een atmosfeer blijvend vast te houden. De zwaartekracht op de maan is slechts 1/6 van die op aarde en heeft een waarde van 1, 62 m/s2. Water is er op de maan evenmin. Was er water, dan zou het spoedig verdampt zijn. Vroeger meende men dat er water kon voorkomen in chemisch gebonden vorm aan bepaalde zouten (hydraten). In de naar de aarde gebrachte maangesteenten heeft men echter dergelijk gebonden water niet aangetroffen.

10. Albedo
Het licht dat wij van de maan ontvangen, is teruggekaatst zonlicht en het spectrum ervan is gelijk aan dat van de zon. De kleur ervan is iets geler dan zonlicht. Bij volle maan is de hoeveelheid zonlicht 375.000 tot 630.000 keer sterker dan de hoeveelheid maanlicht die wij op aarde ontvangen (dit hangt af van de afstand aarde-maan). De gemiddelde waarde is 465.000. Zelfs als de gehele hemelbol met volle manen bedekt zou zijn, zouden deze nog maar 20% van de hoeveelheid licht uitzenden die de zon ons oplevert. Hoewel de kwartierstanden een half zo groot lichtend oppervlak vertonen, is hun helderheid slechts 1/9 van die van de volle maan, doordat er dan een grote schaduwwerking optreedt. De albedo van het maanoppervlak bedraagt gemiddeld 0, 073, dwz. dat ca. 7% van het zonlicht dat de maan treft, wordt teruggekaatst. Er zijn uiteraard plaatselijke verschillen in albedo voor verschillende plaatsen op de maan. De albedo loopt echter niet sterk uiteen. De helderheid van de donkere gebieden op de maan is een factor 31 minder dan die van de lichtste gebieden.

11. Formaties
In een kijker laat de maan een groot aantal details op haar oppervlak zien die voor het ongewapend oog onzichtbaar zijn, in het bijzonder wanneer de fase in de buurt van het laatste of eerste kwartier ligt, daar dan de schaduwen van de bergen, die aan de lichtgrens (terminator) duidelijk zichtbaar zijn, extra goed waarneembaar zijn.
11.1 Bergen, kraters en maria
De natuur van de op de maan zichtbare bergformaties verschilt aanmerkelijk van die op aarde. Terwijl op aarde bergketens talrijk zijn, vertoont de maan er slechts enkele. Daarentegen is er een groot aantal kraters op de maan. Merkwaardig is dat de maankraters in het algemeen zo veel groter zijn dan de aardse kraters. Aardse kraters zijn zelden groter dan 10 km in diameter; op de maan is het aantal met een diameter van 80 à 100 km talrijk. Een typische maankrater is nagenoeg cirkelvormig, de omtrek wordt gevormd door een bergring van 300 tot 6000 m hoog boven het omringende terrein. De bodem van de krater is meestal lager dan de omgeving. Heel vaak is er in het midden een soms onregelmatig gevormde centrale berggroep.
De reeds met het blote oog zichtbare donkere vlekken zijn uitgebreide vlakten van donkerder tint dan de hun omringende 'continenten', die dikwijls met kraters bezaaid zijn. Vroeger zag men deze vlakten ten onrechte voor zeeën aan; zij worden daarnaar nog steeds genoemd en dikwijls met de Latijnse naam mare (meerv. mária) aangeduid.
11.1.1 Topografie
Uit de lengten van de schaduwen die zij op het maanoppervlak werpen, is het mogelijk de hoogten van de maanbergen te bepalen. Hoewel deze soms betrekkelijk hoog zijn, zien maanreizigers toch geen hoge steile bergen om zich heen, mede als gevolg van de sterke kromming van het maanoppervlak. De hellingen zijn bovendien meestal tamelijk gering (zelden groter dan 10°). Dit heeft men ook kunnen afleiden uit de terugkaatsing van radargolven (zie radar) door het maanoppervlak. De maria vertonen in de kijker een vrij gladde bodem, maar de opnamen die de Rangers en de Orbiters van zeer geringe hoogte namen, lieten zien dat die vlakten in werkelijkheid bedekt zijn met een enorm aantal kratertjes en kuiltjes en soms zwak glooiende inzinkingen. Ook in de continentale gebieden komen zij in groten getale voor. Het terrein is daar nog veel ruwer en dikwijls bezaaid met rotsblokken. De kleinste kratertjes die men op aardse opnamen kan onderscheiden, zijn ca. 500 m groot. Uit de Ranger-, Orbiter- en Surveyor-opnamen bleek dat het aantal kleine kratertjes enorm veel groter is dan het aantal grote kraters. De kleinste kraters die men kon onderscheiden, zijn slechts enkele mm in diameter. In bodemmonsters vond men onder de microscoop talloze inslagkratertjes van bijv. 0,01 mm.
11.2 Stralenstelsels
Vele tientallen grote kraters, waaronder een aantal van de bekendste, zoals Tycho en Copernicus, worden omgeven door een stralenstelsel. Zo'n aureool van stralen ziet men het beste bij volle maan. De heldere witte strepen die de krater omringen lopen dwars over alle andere details heen. Daarnaast is er op de maan een groot aantal 'miniatuurstralenstelsels', rondom kleine witte kratertjes. Deze zijn meestal kleiner dan 1000 m. Vooral op de achterkant van de maan zijn ze talrijk.
11.3 Kratersoorten
Men verdeelt de momenteel bekende kraters in primaire kraters (inslagkraters en vulkanische kraters), secundaire kraters en inzakkingskraters. Tot de eerste soort behoort het merendeel van de objecten die van de aarde uit zichtbaar zijn. De secundaire kraters omringen bepaalde grote primaire kraters. Zij zijn vaak iets langgerekt van vorm en minder diep; zij hebben een veel lagere wal. De inzakkingskraters zijn 200 m of minder in diameter en bezitten geen wallen.
11.4 Rillen en heuvelruggen
In de bodem vindt men een aantal grote scheuren, waarvan sommige 200 km lang zijn, terwijl de breedte slechts zelden een waarde van 1 à 2 km bereikt. De diepte bedraagt meestal een derde deel van de breedte. Het merendeel is ondiep. Zij worden rillen genoemd. Een merkwaardig soort rillen bestaat uit een aaneengesloten keten van kleine kratertjes. Deze zijn soms enigszins langgerekt in de richting waarin de rille verloopt.
In de vlakten ziet men een aantal ruwweg evenwijdig met de randen verlopende bergwallen, die heuvelruggen worden genoemd en die waarschijnlijk door plooiing zijn ontstaan. Hun helling bedraagt slechts enkele graden en zij zijn zelden meer dan enkele honderden meters hoog.
11.5 Rotsblokken
Reeds de opnamen van de Rangers en de Orbiters lieten zien dat er ook in de vlakten op sommige plaatsen grote groepen rotsblokken voorkomen, variërend in grootte van enkele centimeters tot verscheidene meters. Later werden zij door de televisiecamera's in de Loena's en Surveyors nader bestudeerd en zag men dat er ook met afmetingen van millimeters voorkomen. Men krijgt de indruk, dat zij uit de primaire kraters zijn weggeslingerd. Mogelijk zijn daarbij ook de secundaire kraters ontstaan.

12. Bodem
Het onderzoek van de microstructuur van de maanbodem is gestimuleerd door de ruimtevaart, want men wilde de draagvastheid van de bodem weten. Tot ca. 1920 dacht men dat de maanbodem uit vast gesteente bestond. Omdat de kwartierstanden vergeleken met de volle maan zo weinig licht geven, kwam men tot de veronderstelling dat het oppervlak bedekt moest zijn met kuiltjes en putjes. Men dacht toen dat het oppervlak bedekt was met puimsteen. Na 1920 ontdekte men dat de polarisatie van het maanlicht met de fase varieert. Bernard Lyot vergeleek die variatie met aardse materialen en vond eenzelfde kromme bij vulkanische as van de Vesuvius. In 1955 voorspelde Dollfus op grond van polarisatiemetingen de gedetailleerde structuur van het maanstof.
12.1 Temperatuur
De temperatuur van het maanoppervlak kan gemeten worden uit de hoeveelheid gereflecteerde straling. Zij varieert sterk met de belichting. Zo heeft men gevonden dat de temperatuur van het centrum van het verlichte halfrond +130 °C is. Gedurende de maannacht wordt de temperatuur zeer laag (-180 °C). Ook tijdens maansverduisteringen heeft men temperatuurmetingen verricht. Men vond dat de temperatuur tijdens een maansverduistering zeer snel daalde, wat erop wijst dat de oppervlaktelagen van de maan zeer slecht warmte geleiden. Alleen poeders in hoog vacuüm geleiden warmte even slecht als de maan, waaruit men de conclusie trok, dat de maanoppervlakte uit een fijn poeder bestond. Tevens had men hierin een onafhankelijk bewijs voor de afwezigheid van een maanatmosfeer. Uit detailmetingen van de temperaturen op het maanoppervlak vond men dat sommige plaatsen, zoals bijv. de stralenkraters, hete plekken vertonen, die ook minder snel afkoelen. De Amerikaanse ruimtesonde Clementine ontdekte in 1994 de (mogelijke) aanwezigheid van ijs in kraters op de noordpool van de maan.
Na diverse landingen kreeg men betrouwbare gegevens: de bodem is inderdaad zeer poreus. De porositeit is hoger dan 40% en er zijn sterke cohesiekrachten. Het draagvermogen van de maanbodem bleek voldoende te zijn om maanreizigers en hun voertuigen te dragen. Bodemonderzoek met alfastralen toonde aan dat de chemische samenstelling van de maanbodem overeenkomt met basalt. Voor de korrelgrootte van het maanzand vond men ca. 0, 03 mm, en voor de dichtheid 1,5 g/cm3. Rotsblokken vertoonden sporen van erosie.
12.2 Direct bodemonderzoek
Direct bodemonderzoek werd mogelijk nadat op 20 juli 1969 de maansloep van Apollo-11 met de eerste mensen op het maanoppervlak (in de Mare Tranquillitatis) was geland. De beide astronauten, Neil A. Armstrong en Edwin Eugene Aldrin, verzamelden ca. 22 kg maanmateriaal. Hiermee was een belangrijke nieuwe stap in de selenologie gedaan. In totaal werden in het Apollo-project, dat in dec. 1972 werd afgesloten met de vlucht van Apollo-17, zes maanlandingen uitgevoerd.
Ook de Russische landingen met onbemande ruimtevaartuigen van het type Loena leverden een groot aantal gegevens op. Van deze Loena's waren er enkele waarvan een deel van de capsule met een bodemmonster of een boormonster naar de aarde terugkeerde. Daarnaast werden er twee keer kleine tractorachtige maanmobiles naar onze satelliet gebracht. Deze Loenochods konden vanaf de aarde worden bestuurd en zich over een bepaald tracé over het maanoppervlak verplaatsen. Intussen deden de daarin geplaatste instrumenten de nodige waarnemingen, die naar de aarde werden doorgeseind.
12.3 Gesteenten
Op de maan komen zowel stollingsgesteenten als metamorfe gesteenten voor, maar afzettingsgesteenten ontbreken. Het door de astronauten en de Loena's verzamelde stollingsgesteente uit de vlakten bestaat uit basalten en gabbro's, terwijl de continenten opgebouwd zijn uit anorthosieten, continentale basalten en gabbro's (althans de buitenste lagen). Er zijn belangrijke aanwijzingen dat er nog veel meer andere soorten gesteenten op de maan voorkomen en door het meegaan van een geoloog bij de Apollo-expeditie werden er toen inderdaad reeds enkele bijzondere soorten verzameld, waaronder troctolieten en een duniet.
De donkere kleur van de vlakten wordt mede veroorzaakt door het feit dat de gesteenten daar relatief zeer veel pyroxeen bevatten (vooral in de vorm van augiet), maar daarnaast ook veel plagioklaas. Een ander mineraal dat relatief veel in maanbasalten voorkomt, is ilmeniet (een titaanerts). Zulke basalten worden dan ook wel ilmenietbasalten genoemd. Het blijkt dat de marebasalten zijn in te delen naar het percentage ilmeniet dat zij bevatten.
Onder de continentale gesteenten is veel anorthosiet, waarin het mineraal plagioklaas domineert, dat in dit geval zeer rijk is aan calcium. Daarnaast komen er basalten voor die relatief rijk zijn aan aluminium, fosfor, kalium en zeldzame aarden (zie lanthaanreeks). Van beide soorten gesteenten waren bij de Apollo-11-tocht reeds minuscule brokjes in het maanzand aangetroffen, veelal in de vorm van glas. Materie met de samenstelling van de continentale basalten werd aanvankelijk met de naam kreep aangeduid (ook wel noriet genoemd). Later kwam de naam Fra Mauro-basalt er voor in de plaats. Troctolieten, die de Apollo-17 meenam, bestaan uit olivijn en veldspaat en dunieten bestaan vrijwel uitsluitend uit het mineraal olivijn.
12.4 Fotometrisch onderzoek
Uit later fotometrisch onderzoek is gebleken dat er nog veel andere soorten basalten op de maan moeten voorkomen. In het verzamelde materiaal werden geen sporen van recent of uitgestorven leven gevonden. Wel blijkt dat aardse planten uitstekend groeien in naar de aarde overgebracht maanmateriaal.
De meeste stenen op de maan behoren tot de metamorfe gesteenten. Het zijn breccies, aaneengekitte brokjes gesteente, opgebouwd uit fragmenten van diverse soorten basalten, continentale gesteenten, losse mineralen, stukjes glas en reeds eerder gevormde breksies. Zij zijn doortrokken van breuken en barsten en vaak bedekt door een korst van glas. Met behulp van petrografisch onderzoek kunnen in diverse onderdelen van de breksies verschillende graden van beschadiging door schokeffecten worden onderscheiden. Daaruit concludeert men dat ze zijn ontstaan bij inslagen die duidelijk samenhangen met de vele kraters op de maan.
In de maangesteenten komen dus dezelfde mineralen voor als op aarde. In totaal zijn er echter slechts ca. 100 verschillende mineralen op de maan geteld. Dat is veel minder dan op aarde. Men verklaart dat uit het ontbreken van een atmosfeer en de afwezigheid van water op de maan. Blijkbaar is dat in het verleden ook altijd zo geweest.
12.5 Ouderdom
De basalten uit de vlakten zijn meestal iets meer dan drie miljard jaar oud, terwijl sommige continentale gesteenten en delen van breksies veel ouder zijn. Sommige stenen blijken 10 tot 100 miljoen jaar op het oppervlak te liggen en aan de zonnestraling te zijn blootgesteld. Voor die tijd waren ze door stof of zandlagen bedekt. Bepaalde monsters tonen duidelijk sporen van erosie aan hun oppervlak, veroorzaakt door de ongetemperde bestraling door de zonnewind en de kosmische straling, evenals door het inslaan van kleine meteorieten.
Het maanstof en het maanzand dat werd verzameld, is afkomstig van de bovenste laag van de maanbodem, die men regoliet noemt. Het materiaal bestaat uit kleine stukjes gesteente, kleine meteorieten, enkele mineralen en stukjes glas. Het zand en het stof hebben een sterke cohesie en zijn weinig samendrukbaar. Het blijkt dat het materiaal na een tiental centimeters aanmerkelijk vaster wordt. Allerlei verschijnselen wijzen erop dat smeltprocessen door enorme inslagen hebben plaatsgevonden. De inslag ging gepaard met schokfronten waarvan men het effect in de deformatie van kristallen en glas nog kan waarnemen. De fragmenten en stenen bevatten veel kratertjes aan het oppervlak, omringd door glas. De inslagen waren soms zo hevig, dat er maanstenen de ruimte in werden geslingerd. Zeker twaalf meteorieten die men op aarde heeft gevonden, zijn afkomstig van de maan.
12.6 Bodemstructuur
Het totaalbeeld van de maanbodem is nu als volgt. Boven op het vaste gesteente bevindt zich een laag rotsblokken en puin. De vorm van de kraters geeft inlichtingen over deze laag. Op de landingsplaats van Apollo-11 bevindt het vaste gesteente zich op een diepte van 3 tot 6 meter onder de bodem (dit is verschillend van plaats tot plaats). Op de landingsplaats van Apollo-12 is de diepte geringer. Alle bodemmonsters, ook de dieptemonsters die met een holle buis werden verzameld, komen uit die laag boven het vaste gesteente. Hierin werden vier soorten materiaal aangetroffen. In de eerste plaats fragmenten van het vaste gesteente; deze zijn het meest homogeen in samenstelling. In de tweede plaats brokstukken, bestaande uit overgangsvormen van deze gesteenten en van samengeklonterde stof; deze zgn. brokstukken zijn vnl. bij inslagen geproduceerd. In de derde plaats glas, als bolletje of als fragment ervan. Ten slotte is er het maanstof; dit lijkt in samenstelling het meest op de brokstukken. Het stof vormt een allesbedekkend laagje. Het is ontstaan ten gevolge van het voortdurend bombardement dat meteorieten in alle afmetingen en kosmische straling op de maanbodem uitoefenen.

13. Gamma- en röntgenonderzoek
Tijdens de tochten van de Apollo-15 en -16 werd er een kleine subsatelliet in een baan om de maan gebracht. Deze satelliet registreerde de gammastraling van het maanoppervlak. Deze ontstaat door radioactiviteit en op deze wijze kan men gesteenten met veel kalium opsporen. Metingen bij andere frequenties zijn representatief voor ijzer en titanium. Voor een brede strook van de maanbodem onder de baan van deze satellieten kon men aldus de relatieve hoeveelheden van genoemde elementen in kaart brengen.
Ook werden tijdens de Apolloreizen röntgenmetingen uitgevoerd. Daaruit volgt de concentratie van aluminium, magnesium en silicium, omdat deze atomen onder invloed van de zonnestraling een deel van het opvallende licht in het gebied van de röntgenstraling terugkaatsen. Uit de meetresultaten blijkt dat er weinig menging heeft plaatsgevonden tussen het continentale regoliet en dat op de vlakten.

14. Ontstaan van de maan en het maanlandschap
G.H. Darwin vond een verklaring voor het feit dat de siderische maand en de asrotatie van de maan even lang zijn. Onderstelt men van de maan dat de rotatieperiode om haar as vroeger korter is geweest dan de siderische maand en neemt men verder aan dat de maan toenmaals vloeibaar was, dan zal de aarde op de maan getijden hebben verwekt die ten opzichte van de aarde een vaste positie innamen. Als gevolg van de wrijving die deze getijden op de roterende maan uitoefenden, is deze langzamer gaan draaien. Dit proces heeft net zo lang geduurd, totdat de rotatietijd en de omlooptijd aan elkaar gelijk waren. Dit is de toestand zoals wij die thans kennen. Uit deze onderzoekingen van Darwin volgde tevens, dat de maan in het verleden waarschijnlijk zeer dicht bij de aarde gestaan heeft, wat door andere waarnemingen wordt bevestigd. Fossiele koralen bewijzen dat het aantal dagen per jaar vroeger groter was; de aswenteling van de aarde was sneller dan nu en werd door de nabijheid van de maan afgeremd. De maan zal lang geleden op een afstand van ongeveer drie aardstralen gestaan hebben; toen duurde de dag (rotatie van de aarde) nog geen vijf uur en de maand (omlooptijd van de maan) slechts weinig langer.
14.1 Botsingstheorie
In het onderzoek naar het ontstaan van de maan is in de jaren tachtig een opmerkelijke verschuiving opgetreden. Volgens de klassieke hypothesen zou de maan uit de aarde zijn losgescheurd (door de getijdewerking van de zon), of juist door de aarde zijn ingevangen, of zouden aarde en maan gelijktijdig in elkaars nabijheid uit de oernevel zijn ontstaan. In deze drie hypothesen zitten echter zulke gebreken, dat ze vrijwel geheel zijn verlaten. Tegelijkertijd is een betrekkelijk nieuwe hypothese populair geworden. Volgens deze zou een protoplaneet ter grootte van Mars tegen de aarde zijn gebotst en ontstond de maan uit het aardmateriaal dat zich daarna in een baan om de protoaarde bewoog of uit de restanten van de protoplaneet.
Voor een verklaring van het ontstaan van de maankraters zijn in hoofdzaak twee theorieën naar voren gebracht. De eerste tracht het ontstaan te verklaren door inwendige oorzaken, en wel door gigantische uitbarstingen, wel te vergelijken met explosies die op aarde vulkanen, lavastromen en uitbarstingen doen ontstaan. Sinds de Apollovluchten wordt het ontstaan van de meeste kraters echter verklaard uit externe effecten, en wel door het inslaan van objecten uit de wereldruimte in de maanbodem (zie ook meteorietkrater). De weggeslagen brokken zouden dan de secundaire kraters en de rotsblokken hebben doen ontstaan.
Op grond van zorgvuldig onderzoek heeft men ook kaarten van de maan ontworpen, die overeenkomen met de aardse geologische kaarten (de maankaarten). Men verdeelt de bodemstructuren in verschillende soorten en classificeert die naar hun vermoedelijke ouderdom. Zo heeft men ook een selenologische geschiedenis ontworpen, die verdeeld wordt in een vijftal perioden, van oud naar jong, resp. Prenectarian (eerder dan 4,2 miljard jaar geleden), Nectarian, Imbrian (3,8-3,3 miljard jaar geleden), Erathostenian en Copernican (sinds 1,8 miljard jaar geleden).