El coneixement de la geologia lunar va augmentar significativament a partir de la dècada del 1960, amb les missions tripulades i automatitzades. Encara queden preguntes obertes i que únicament seran contestades amb la instal·lació de futures bases permanents i un estudi més ampli de la seva superfície.
Gràcies a la seva proximitat, la Lluna és l'únic cos —a més de la Terra— del qual es coneix detalladament la geologia i del qual es van obtenir mostres de diferents regions. Les missions tripulades Apollo van contribuir en la recol·lecció de 382 quilograms de roques i mostres del sòl lunar, els quals continuen sent objecte d'estudi útil per a la comprensió sobre la seva formació i la d'altres cossos celestes. Algunes sondes del programa Luna de la Unió Soviètica també van portar de tornada a la Terra petites mostres del sòl lunar: la Luna 16 (101 grams), la Luna 20 (55 grams) i la Luna 24 (170 grams).
Formació miniatura|esquerra|Imatge obtinguda en la missió Apollo 15 Durant molt de temps, el problema fonamental concernent a la història lunar va ser el del seu origen. Les hipòtesis que han estat elaborades referents a això són tan variades com diferents l'una de l'altra. Les hipòtesis més importants són: Captura lunar: la captura d'una lluna completament formada pel camp gravitacional de la Terra resulta inversemblant, ja que una trobada propera amb la Terra hauria produït una col·lisió o una alteració de la trajectòria del cos en qüestió, i probablement mai no tornaria a retrobar-se amb la Terra. Perquè aquesta hipòtesi funcioni, es requeriria una gran atmosfera estesa al voltant de la Terra primitiva, la qual podria frenar el moviment de la Lluna abans que escapés. Aquesta hipòtesi és seriosament considerada per explicar les òrbites dels satèl·lits irregulars de Júpiter i Saturn; no obstant això, és molt difícil que funcioni per a la Lluna. Hipòtesi de la fissió: exposa la idea que una Terra primitiva amb una rotació accelerada va expulsar un tros de la seva massa, i va ser proposada per George Darwin (fill del cèlebre biòleg Charles Darwin). Aquesta hipòtesi no explica per què la Terra estava girant una vegada cada 2,5 hores i per què la Lluna i la Terra no continuen amb un moviment de rotació accelerat en l'actualitat. Hipòtesi de l'acreció: amb aquesta hipòtesi s'estableix que la Terra i la Lluna es van formar juntes, en un sistema doble. El problema d'aquesta hipòtesi és que no s'explica el període de rotació de la Terra i la Lluna, a més de donar una resposta a l'absència de material d'aquest sistema doble orbitant als dos cossos, fenomen que solament pot ser explicat si es tenen en compte el moviment de rotació terrestre i el de revolució lunar mitjançant una propietat física anomenada moment angular. Teoria del gran impacte: es refereix a l'impacte d'un cos de la grandària de Mart (la meitat del radi terrestre i un dècim de la seva massa) sobre la Terra quan aquesta estava a un 90% de la seva grandària actual. Aquest impacte hauria expulsat vastes quantitats de material calent al voltant de l'òrbita terrestre i la Lluna s'hauria format per l'acumulació d'aquest material.
Teoria del gran impacte miniatura|Mare Imbrium i cràter Copèrnic
És la hipòtesi més acceptada. Encara que proposada el 1984, els seus orígens es remunten a mitjans dels anys setanta. Aquesta teoria sí que satisfà les condicions orbitals de la Terra i la Lluna i les causes per les quals la Terra té un nucli metàl·lic més gran que la Lluna. Les teories modernes de com es formen els planetes mitjançant cossos més petits -que haurien estat formats per cossos encara més petits- prediuen que quan la formació de la Terra estava gairebé acabada, podria haver-hi hagut un cos de la grandària de Mart i amb prop d'un dècim de la massa de la Terra a la rodalia de l'òrbita terrestre. Per tot això, la teoria del gran impacte és un esdeveniment plausible, fins i tot podria haver estat inevitable.
L'energia involucrada en aquesta col·lisió és impressionant: milers de bilions de tones de material s'hauria evaporat i fos. En alguns llocs de la Terra, la temperatura hauria arribat als 10.000°C. Això explicaria la grandària inusual del nucli metàl·lic de la Terra: el cos de la grandària de Mart s'hauria fusionat amb la Terra incorporant el seu material a l'interior del nostre planeta. Si aquest esdeveniment mai hagués succeït, no sols és que la Terra no tindria lluna, sinó que a més els dies serien més llargs i les seves durades serien de prop d'un any.
El primer esdeveniment important de la formació lunar va ser la cristal·lització del magma oceànic. No se sap amb certesa quina era la seva profunditat; però, segons diferents estudis, l'oceà de magma estava situat a uns 500 km de profunditat. Els primers minerals a formar-se en aquest oceà en procés de cristal·lització van ser els silicats de ferro i magnesi olivina i piroxè. A causa que aquests minerals eren més densos que el material confinant, es van enfonsar. L'anterior formació de feldespat plagioclasa de menor densitat que el magma es va situar en la part superior de l'oceà de magma formant les muntanyes d'anortosites, donant a lloc a la primera escorça lunar. L'etapa de l'oceà de magma va acabar fa uns 4.400 milions d'anys.
Tan ràpid com es va formar l'escorça lunar, i fins i tot quan encara s'estava formant, altres tipus de magmes que formarien les norites i les troctolites a les terres altes es van començar a formar en el fons de la Lluna, però encara no se sap a quina profunditat. Els magmes van pujar a la superfície, infiltrant-se a través de l'escorça d'anortosita, formant grans roques i fins i tot erupcionant sobre la superfície. Alguns d'aquests cossos magmàtics van reaccionar químicament amb els romanents de l'oceà de magma (KREEP) i altres poden haver-se dissolt en les anortosites. Aquest període d'història lunar va acabar fa prop de 4.000 milions d'anys.
Durant aquestes primeres etapes de la formació lunar, diversos esdeveniments d'impacte van continuar modificant la superfície fins a una profunditat d'uns pocs quilòmetres (fins i tot fins a 20 km). Encara que no ha estat comprovat fefaentment, la mitjana d'impactes sembla haver declinat entre 4.500 i 4.000 milions d'anys enrere, però després va créixer dramàticament produint la major part de les conques visibles en la Lluna. Aquest bombardeig hauria ocorregut en un lapse d'entre 4.000 a 3.850 milions d'anys enrere.
Una vegada disminuïda la mitjana d'impactes, els mars van tenir temps per formar-se. Els basalts es van formar fa més de 3.850 milions d'anys. No obstant això, entre 3.700 i prop de 2.500 milions d'anys enrere (l'última xifra és molt incerta), la lava va fluir sobre la superfície lunar, formant els mars i altres característiques típiques. Juntament amb els basalts, van venir les erupcions piroclàstiques llançant restes de basalt fos a centenars de quilòmetres de distància. Des que va cessar el vulcanisme, l'única força geològica en la Lluna han estat els impactes de meteorits.
Alguns dels cràters d'impacte més importants de la Lluna són Copèrnic, amb 93 km de diàmetre i una profunditat de 3,76 km; i Tycho, amb un diàmetre de 85 km; ambdós cràters van expulsar gran quantitat de material. La missió Apollo 17 allunà en una àrea en la qual s'havia distribuït el material provinent de Tycho; l'estudi de roques va permetre arribar a la conclusió que l'impacte hauria ocorregut fa uns 110 milions d'anys.Yu. V. Barkin, J. M. Ferrándiz and Juan F. Navarro, 'Terrestrial tidal variations in the selenopotential coefficients,' Astronomical and Astrophysical Transactions, Volume 24, Number 3 / June 2005, p. 215 - 236.)
Després de la represa de l'exploració lunar a la dècada de 1990, es va descobrir que hi ha escarpes en tot el món que són causades per la contracció a causa del refredament de la Lluna.
Estrat i èpoques
A la part superior de la seqüència estratigràfica lunar es poden trobar cràters d'impacte. Els cràters més petits pertanyen al període copernicà. A continuació, es poden trobar cràters sense el sistema de raigs, però amb una morfologia de cràter d'impacte bastant ben desenvolupada. Aquest és el període eratostenià. Les dues unitats estratigràfiques més joves es poden trobar en taques de mida de cràters a la Lluna. Sota d'aquests s'estenen dos estrats: els períodes dels mars (anteriorment definit com a període procelarià) i la conca Imbrium relacionada amb ejeccions i períodes tectònics (períodes imbrians). Una altra unitat de conca d'impacte relacionada és el període nectarià, definit al voltant de la conca del Nectarià. A la part inferior de la seqüència estratigràfica lunar, es troba el període de les planes d'antics cràters, anomenat el pre-Nectarià. L'estratigrafia de Mercuri és molt semblant al cas lunar.
Paisatge lunar El paisatge lunar està caracteritzat per la presència de cràters d'impacte, el material expulsat per aquests, alguns volcans, depressions emplenades per l'oceà de magma, turons i les marques deixades pels fluxos de lava.
Les altes i baixes planícies L'aspecte més distintiu de la Lluna és el contrast de zones clares i fosques. Les zones clares són les terres altes i reben el nom de terrae (del llatí terra, forma singular) i les planícies més fosques anomenades maria (del llatí, 'mars'. Forma singular: mare), noms utilitzats per Johannes Kepler.
Les terres altes i els cràters miniatura|Cràter Tycho Les terres altes presenten la major quantitat de cràters d'impacte des d'un diàmetre de prop d'un metre fins a 1.000 quilòmetres. Abans que qualsevol missió robòtica pogués arribar a la Lluna, els científics pensaven que l'origen d'alguns d'aquests cràters era volcànic, idea que va canviar radicalment amb la tornada de mostres de sòl i roques lunars amb les missions Apollo, mostrant clarament el paper important del procés d'impacte en la formació del terreny. Els impactes ocorren a velocitats properes als 20 km/s (70.000 km/h). En cada impacte, ones d'alta pressió reboten al projectil i el cos impactat, i en aquest procés, el projectil (un meteorit) és destruït pel passatge de l'ona de xoc fent que es vaporitzi en gairebé tota la seva totalitat. El material del cos impactat és comprimit fortament i descomprimit breument després. Una porció d'aquest material és vaporitzat i una altra part és fosa, però la major part (una massa 10.000 vegades superior a la del meteorit) és expulsada fora del cràter formant l'anell que l'envolta. La part central del cràter és una àrea més deprimida que la resta del terreny. La diferència amb les calderes volcàniques o cons de cendres és que no tenen anells de material acumulat i els seus cims estan per sobre del nivell de la superfície.
Una petita part del cos impactat és expulsada a grans distàncies, donant lloc a unes figures que s'assemblen a línies rectes anomenades radis.
miniatura|Formació d'un cràter d'impacte
Els mars
Els mars (maria) cobreixen prop del 16% de la superfície lunar i van ser formats per colades de lava que principalment van omplir les enormes conques d'impacte. Encara que es pensa que, en l'actualitat, la Lluna no té activitat volcànica, sí que la va tenir en el passat. Segons estudis, l'activitat volcànica de la Lluna va prendre lloc després que les terres altes fossin formades i després que la major part del procés de craterització succeís; per aquest motiu, els mars lunars són més recents que les terres altes.
Abans de ser confirmat per les missions Apollo, els científics ja creien que els mars lunars eren planícies de lava, ja que aquestes tenien unes característiques particulars: patrons de fluxos de lava i col·lapses atribuïts a tubs de lava. El material recollit durant les missions lunars dels anys seixanta i setanta van confirmar la sospita: les conques estan formades d'un tipus de roca volcànica anomenada basalt.