La Lune- est l'unique satellite naturel de la Terre. A cause de l'absence quasi-totale d'atmosphère, la température du sol s'élève à plus de 100°C pendant la journée. La nuit, toute la chaleur accumulée est évacuée directement dans l'espace. La température descend alors au-dessous de -150°C. 

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La Lune. L'hémisphère tourné vers la Terre  se partage entre« mers » (zones sombres) et
« continents » recouverts de cratères. Image : NASA/JPL. Rendu 3D : Celestia.

Notre satellite, composé de roche comme la Terre, est un astre mort depuis très longtemps. Sa surface ne s'est pas pratiquement pas modifiée depuis plus de 3,5 milliards d'années quand ont complètement cessé les effets du grand bombardement de météorites qui a touché tous les corps du Système solaire à ses débuts.  Les cicatrices de ces collisions forment de multiples cratères. Ceux-ci sont les plus nombreux dans ces terrains très anciens que sont les régions claires, dites terres ou continents. Les grandes zones foncées, certaines circulaires, d'autres de forme plus irrégulière, sont plus jeunes; elles sont appelées mers bien qu'elles ne contiennent pas une goutte d'eau. Il s'agit en fait de vastes plaines de lave solidifiée. Les cratères y sont plus rares. 

Les appellations de terres et de mers  appliquées à la Lune sont apparues pour la première fois sur une carte de la Lune dessinée par Hévelius en 1647, et sont l'écho d'une opinion ancienne qui voyait dans la Lune un reflet de la Terre. En 1651, la carte dessinée par Riccioli a jeté les bases d'une nomenclature lunaire que l'on a conservée pour l'essentiel. Les formations lunaires (mers, terres, cratères, etc.) portent officiellement des noms latins. Les mers sont des maria (mare au singulier), les terres, des terrae (terra au singulier). Les cratères portent des noms de savants, de philosophes, etc.

La révolution de la Lune

Le lendemain et les jours suivants, elle passe au méridien de plus en plus tard, avec la partie occidentale de son disque de plus en plus rongé, si bien que, sept jours après la première observation, elle ne nous offre plus qu'un demi-cercle, dont le diamètre est situé vers l'Ouest. Elle passe alors au méridien vers six heures du matin, n'éclairant plus que la seconde partie de la nuit, et visible encore le matin à l'Ouest, après le lever du Soleil : c'est le dernier quartier (D. Q.). 

Le disque de la Lune se rétrécit de plus en plus, et prend la forme d'un croissant dont la largeur diminue de jour en jour et dont les cornes sont dirigées vers l'Ouest. Vers le treizième jour, nous n'apercevons plus qu'un très mince filet de disque, puis le quatorzième jour nous ne voyons plus rien, car la Lune se lève en même temps que le Soleil, se couche fort peu de temps après : c'est la nouvelle lune (N. L.), et nous apercevons cet astre le soir, après le coucher du Soleil, sous le forme d'un faible croissant dont les cornes sont dirigées vers l'Est. Ce filet lumineux s'élargit de jour en jour et vers le vingt-deuxième jour, nous voyons un demi-cercle dont le diamètre est situé à l'Est, la Lune passant au méridien vers six heures du soir et brillant sur l'horizon
pendant la première moitié de la nuit : c'est le premier quartier (P. Q.). 

Le disque lumineux augmente de jour en jour, tandis que son passage au méridien retarde chaque fois de cinquante-deux minutes environ, si bien qu'après vingt-neuf jours et demi, nous revoyons la pleine lune, et les phases on changements d'aspect se reproduisent comma nous l'avons dit précédemment. Pendant les trois ou quatre jours qui précèdent et qui suivent la nouvelle lune, nous voyons, avec le filet lumineux bien éclairé, une lueur grisâtre connue sous le nom de lumière cendrée, qui éclaire faiblement le reste du disque lunaire. Au premier quartier, ainsi qu'au dernier quartier, la Lune qui nous montre la moitié de sa surface éclairée par le Soleil, tandis que l'autre moitié est obscure, est dite dichotome (divisée en deux parties égales). 

Ces phases résultent des positions respectives du Soleil, de la Lune et de la Terre, car c'est le Soleil qui illumine la Lune, et son aspect change suivant la partie éclairée que nous en voyons. Au moment de la pleine lune, cet astre passe au méridien vers minuit-: il est en opposition avec le Soleil. A la nouvelle lune, notre satellite passe au méridien en même temps que le Soleil : on dit qu'il est en conjonction. La conjonction et l'opposition sont nommées syzygies; le premier et le dernier quartier sont les quadratures (les rayons visuels menés de la Terre au Soleil et à la Lune font entre eux un angle de 90° on un quadrant); les quatre phases intermédiaires sont les octants. La durée exacte de la lunaison ou révolution synodique, ou l'intervalle de temps qui sépare deux phases consécutives de même nom est de 29^j12^h 44^m2,9^s.

Le mouvement propre de la Lune.
La Lune a un mouvement propre dirigé en sens contraire du mouvement diurne et que nous apercevons facilement à l'oeil nu, si nous observons les positions respectives de cet astre et d'une étoile voisine, pendant plusieurs heures consécutives d'une belle nuit-: nous voyons que la Lune se déplace vers l'Est d'une manière assez accusée (33' environ par heure), si bien que le lendemain la Lune, qui avait la même longitude qu'une étoile, s'en est écartée vers l'Est de 13°10'35"03; après une révolution sidérale, la Lune revient au méridien en même temps que l'étoile, soit en 27^j7^h 43^m11,5^s5.

Orbite. Distance à la Terre.
Si l'on observe chaque jour l'ascension droite et la déclinaison de la Lune et si l'on représente sur un globe céleste les positions de cet astre, on remarque que la courbe décrite par notre satellite sur le sphère céleste est un grand cercle incliné sur l'écliptique de 5° 8' 47" 9. La Lune se trouve donc alternativement au Nord et au Sud de l'écliptique, et son orbite traverse le plan de l'écliptique du Nord au Sud. c'est le noeud descendant Omega; puis du Sud au Nord: c'est le noeud ascendant anti-Omega. Nous voyons aussi que le diamètre apparent de la Lune est très variable; sa plus petite valeur est de 29'31"0, sa plus grande de 32' 56"7, et sa valeur moyenne 31'8"2. Dans le premier cas, la Lune est fort éloignée de la Terre : on dit qu'elle est à l'apogée; dans le second, elle en est très rapprochée ou au périgée. Nous donnons dans le tableau suivant les valeurs moyennes des distances de la Lune à la Terre :
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Si l'on prend un point fixe pour figurer la Terre et si l'on porte dans les différentes directions où l'on voit cet astre des longueurs inversement proportionnelles aux diamètres apparents de la Lune, on voit que les positions de notre satellite figurent les différents points d'une ellipse dont la Terre occupe un des foyers; on peut évaluer la vitesse angulaire de la Lune pour chaque jour, et l'on reconnaît que cette vitesse est proportionnelle au carré du diamètre apparent. On en conclut donc la loi des aires de Kepler : les aires décrites par le rayon vecteur qui va de la Terre à la Lune sont proportionnelles aux temps employés à les décrire. L'ellipse décrite par la Lune autour de la Terre a une excentricité bien plus grande que celle de l'ellipse décrite par la Terre autour du Soleil. 

La rotation de la Lune

L'autre côté de la Lune. L'hémisphère opposé à la Terre est pratiquement dépourvu de mers. 
On n'a qualifié ainsi que deux formations :  la mer du Génie (Mare Ingenii) et la mer de Moscou
(Mare Moscoviense), de seulement 280 km de diamètre. Tout le reste, ce sont des cratères.

Forme et dimensions réelles de la Lune

Le diamètre apparent moyen de la Lune étant égal à 31'8"2 = 1868"2, tandis que la parallaxe moyenne horizontale équatoriale est de 57'2"7 (2 x 57'2"7 = 6845",4), il en résulte que les diamètres réels de la Lune et de la Terre sont entre eux dans le rapport des nombres 1868,2 et 6845,4; le diamètre de la Lune est donc un peu plus des 3/11 de celui de la Terre, ou il a pour valeur exacte la fraction 0,272957, soit 1741 kilomètres. La surface de la Lune, 38.000.000 km², est à peu près quatre fois celle du continent européen, soit la superficie totale des deux Amériques. 

Son volume, 22,105,740,000 kilomètres cubes, est le cinquantième de celui de la Terre. La masse est la quatre-vingtième partie de celle de notre globe. Sa densité, 3,38 par rapport à l'eau, est 0,615 par rapport à celle de la Terre, et la pesanteur à sa surface est donnée par la fraction 0,1685 ( = g x 0,1685).

Nous avons dit que la distance moyenne de la Lune à la Terre est de 384,454 km; cette distance serait parcourue par le son (en supposant le chemin de la Lune à la Terre rempli d'air à 0°), en près de quatorze jours. Une balle de fusil conservant sa vitesse initiale de 500 m par seconde arriverait à la Lune en huit jours. Quant à la lumière, elle parcourt la distance entre la Terre et notre satellite en une seconde un quart environ.

La Lune à vue d'oeil

Les principales taches de la Lune s'observent très distinctement à l'oeil nu. De larges portions, d'une teinte plus sombre que la lumière générale du disque, se découpent avec netteté sur un fond dont l'intensité lumineuse paraît elle-même inégalement répartie. Il n'est personne qui n'ait pu, sans pour cela faire une étude détaillée des taches visibles à l'oeil nu, se familiariser avec l'aspect que ces différences de teintes donnent au disque lunaire. 

Une opinion populaire très répandue et très ancienne voit dans la figure de la pleine Lune un visage ou un corps humain, car suivant l'imagination de l'observateur, c'est l'une ou l'autre de ces deux apparences qu'il se représente plus volontiers. « Les parties obscures et lumineuses, écrivait Arago, dessinent vaguement une sorte de figure humaine, les deux yeux, le nez, la bouche ». D'autres voient dans les mêmes taches une tête, des bras et des jambes, etc. De nombreuses traditions, à travers le monde, possèdent des mythes dans lesquels la forme des régions sombres est assimilée à celle d'un lièvre. Quoi qu'il en soit, dans le cours d'une lunaison, le disque n'étant entièrement visible que le jour de la pleine Lune, c'est cette époque qu'il faut choisir de préférence pour étudier la distribution générale des taches.
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Carte générale de la Lune (hémisphère visible depuis la Terre).

Remarquons d'abord que les grandes taches sombres occupent surtout la moitié boréale du disque, tandis que les régions australes sont blanches et très lumineuses : cependant, d'un côté cette teinte lumineuse se retrouve sur le bord nord-ouest, ainsi que vers le centre; et d'autre part, les taches envahissent les régions australes du côté de l'orient, en même temps qu'elles descendent, mais moins profondément, à l'ouest. Sauf une faible partie du bord nord-ouest, tout le contour de la Lune est blanc et lumineux et participe au ton des régions méridionales.

A l'Ouest et tout près du bord, on a une large tache grise, de forme ovale et régulière, isolée au milieu de la teinte plus lumineuse du bord : c'est la mer des Crises. La situation de la mer des Crises sur le contour occidental de la Lune, permet de la reconnaître, dès les premières phases de la lunaison, jusqu'à la pleine Lune : pour la même raison, elle est la première à disparaître à l'origine du décours.

Entre la mer des Crises et le centre du disque, un large espace sombre, découpé à sa partie inférieure par une sorte de promontoire aigu, a reçu le nom de mer de la Tranquillité. C'est au Sud de celle-ci que s'est posé l'équipage d'Apollo 11, qui le premier a foulé le sol lunaire. La mer de la Tranquillité projette vers l'ouest deux appendices, dont le plus occidental et le plus grand forme la mer de la Fécondité, tandis que l'autre, plus petit et plus rapproché du centre, est la mer de Nectar.

Si maintenant de la mer de la Tranquillité on remonte vers le nord, on trouve la mer de la Sérénité, moins grande que la première, mais à peu près aussi régulière de forme que la Mer des Crises. Cette tache est traversée dans toute sa longueur par une raie brillante, à peu près rectiligne, et qui lui donne une certaine ressemblance avec la lettre grecque majuscule  (phi). La mer des Vapeurs, est comme un prolongement, vers le centre, de celle de la Sérénité.

Enfin la mer des Pluies, de forme ronde, la plus vaste de toutes celles qu'on vient de passer en revue, termine au nord la série des taches grisâtres auxquelles on est convenu de conserver le nom impropre de « mers ». Il faut ensuite redescendre vers l'est pour trouver l'océan des Tempêtes, dont les contours plus vagues vont se perdre, vers le sud, dans la mer des Humeurs et dans la mer des Nuées, à peu de distance d'un point lumineux, le cratère Tycho, d'où partent, dans toutes les directions, de longs sillons blanchâtres.

On distingue encore, au-dessus de la mer de la Sérénité, et dans le voisinage du pôle boréal une tache étroite allongée de l'est à l'ouest, et connue sous le nom de mer du Froid; sur la limite du bord nord-ouest, une tache d'une forme ovale fort allongée; c'est la mer de Humboldt; et enfin sur le bord extrême du sud-ouest, la mer Australe, dont on n'aperçoit qu'une partie.

Toutes ces prétendues mers projettent, sur leurs rives ou dans leur prolongement, des taches sombres plus petites qui ont reçu les noms de « golfes » (sinus), de « lacs » (lacus) ou de « marais » (palus). Entre les mers de la Sérénité et du Froid s'étendent le lac des Songes et le lac de la Mort. Les marais de la Putréfaction et des Brouillards occupent la partie occidentale de la mer des Pluies, dont la rive septentrionale forme un golfe arrondi connu sous le nom de golfe des Iris ou des Arcs en ciel. Le golfe de la Rosée est le prolongement vers l'extrême nord-ouest de l'océan des Tempêtes.

Enfin, pour terminer cette nomenclature de base, citons encore le marais du Sommeil à l'ouest de la mer de la Tranquillité; le golfe du Centre qui est le prolongement méridional de la mer des Vapeurs; enfin le golfe Torride qui s'avance jusque sur le bord méridional de la mer des Pluies.

Quant aux grands espaces lumineux et brillants qui encadrent les taches grisâtres que nous venons de décrire, ce sont les « continents » ou terres. Riccioli, sur sa carte, leur avait donné des noms comme aux mers. Ils n'ont généralement pas été repris. Pour mémoire, on a reporté les principaux de ces noms sur notre carte.

Les formations lunaires

Les continents.
Les parties claires sont constituées des terrains les plus anciens de la Lune (entre 3,8 et près de 4,6 milliards d'années). Ces continents (terrae) correspondent à la partie supérieure de la croûte lunaire, épaisse de plusieurs dizaines de kilomètres. Ils occupent 60% de la surface de l'hémisphère visible, et presque la totalité de l'autre. A défaut de pouvoir donner une véritable explication, on considère que cette différence entre les deux hémisphères proviendrait de ce que la croûte lunaire serait plus épaisse (et donc plus solide) du côté de la Lune opposé à la Terre, ce qui aurait aurait réduit les facilités de remplissage des bassins d'impact par du matériau fluide venu des profondeurs. Quoi qu'il en soit, les continents sont des régions très accidentées, montagneuses, criblées de nombreux cratères se chevauchant souvent. Les plus jeunes viennent se superposer au-dessus des plus anciens, de telle sorte que l'on dispose là d'un moyen de définir pour chaque cratère un âge relatif. On observe ainsi souvent, sur les continents, des cratères très anciens et très dégradés par l'érosion météoritique (Hipparque, Deslandres, par exemple).

Les cratères.
Quand nous étudions le globe lunaire dans un télescope de moyenne puissance avec un grossissement de 40 à 60 fois, lorsque la Lune ne nous présente qu'un faible fuseau, à quelques jours de la nouvelle lune, nous nous trouvons en présence d'un beau spectacle. Toutes les parties blanches ou brillantes du disque sont parsemées d'une multitude prodigieuse de cavités circulaires ou ovales, de dimensions variées, principalement sur les limites de la partie éclairée de la Lune et dans les régions centrales. Ce sont ces cavités lunaires qui ont reçu le nom de cratères par analogie avec les cratères des volcans auxquels on assimilait autrefois ces formations. Seule, en fait, une très petite minorité des cratères pourrait être d'origine volcanique (peut-être Hyginus, Daniell, Wolf, Kopff...); l'écrasante majorité ayant été creusés par des impacts de météorites à très grande vitesse (hypervitesse) .
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Une plaine murée, Clavius.	Une région ancienne.	Le cratère Atlas.

Les cratères sont des espèces de coupes dont les bords, souvent en forme de remparts, s'élèvent non seulement au-dessus du niveau du sol, mais encore au-dessus du fond de la cavité. Chacune d'elles est vivement éclairée du côté de la lumière, c.-à-d. à l'extérieur pour le demi-cercle tourné vers le Soleil, et à l'intérieur pour l'autre moitié de l'enceinte qui lui présente sa concavité. 

Au contraire, du côté de la moitié obscure du disque, on aperçoit des ombres épaisses qui indiquent à merveille la forme générale de tous les accidents du sol lunaire. Le fond même de la coupe est tantôt lumineux, tantôt dans l'obscurité, et, dans quelques-unes des cavités, on aperçoit nettement des éminences qui portent ombre sur le sol intérieur. 

Nous avons dit que certains cratères sont circulaires ou quasi-circulaires, tandis que d'autres sont ovales; ces derniers doivent généralement leur apparence elliptique à un effet de perspective provenant de ce que chaque cercle se trouve tracé sur les diverses parties d'un hémisphère, mais certaines de ces formations peuvent aussi être parfois réellement elliptiques, par exemple les cratères Schiller et Messier. Cela tient à l'angle d'approche du corps qui a ouvert le cratère. On montre qu'à très grande vitesse (les vitesses d'impact typiques étaient de l'ordre de  20 km/s), la forme des cratères est à peu près indépendante de cet angle tant que celui-ci est supérieur à 25° par rapport à l'horizontale. Si l'angle est supérieur, le cratère est toujours circulaire; s'il est inférieur, le cratère est elliptique. La composition de l'impacteur ne joue aucun rôle sur la Lune, contrairement à ce qu'on observe sur la Terre à cause de l'atmosphère.

Les dimensions des cratères, en revanche, varient beaucoup : certains cratères paraissent de petits trous, tandis que d'autres sont comme de vastes cirques ou enceintes circulaires renfermant quelquefois à l'intérieur et sur les bords des cavités beaucoup plus petites. Les diamètres s'échelonnent entre quelques millimètres (micro-cratères) et plusieurs centaines de kilomètres. La même variété s'observe lorsqu'on considère la profondeur de ses cavités. Certains cratères, remplis de lave solidifiée, ont leurs contours qui se dessine à peine sur le fond de la mer qui les entoure, d'autres ont des profondeurs qui avoisinent la dizaine de kilomètres. Le tableau suivant indique le diamètre et la profondeur de quelques grands cratères : 
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Le terme de cratère est générique, mais il est courant de rencontrer des noms particuliers pour désigner ces formations en fonction de leurs dimensions et de leur aspect. Les plus petits cratères sont appelés craterlets; ceux qui ont une plus grande étendue sont des cirques. Au-delà de 200 ou 300 km de diamètre, on ne parle plus généralement des cratères, mais de bassins d'impact.
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Catena Davy, une chaîne de craterlets entre les cratères Davy et Ptolémée.
On hésite sur l'origine de ce type de formation. Ces petits cratères sont-ils issus d'une multitude d'impacts par des météorites résultant de la fragmentation dans l'espace d'un météorite plus gros,
ou ont-ils une origine volcaniques, indiquant alors la présence d'une faille sous-jacente?

Les montagnes isolées, de forme plus ou moins pyramidale ou conique, qui s'élèvent à l'intérieur des cirques, sont des pics ou des pitons. Certains grands cirques à demi ensevelis et à fond plat sont appelés des plaines murées. L'irruption ancienne de lave en provenance de la mer environnante peut avoir partiellement ou complètement envahi le fond de certains cratères (par exemple, Fracastor Fra Mauro ou Doppelmayer).  Lorsqu'ils sont presque complètement engloutis on parle de formations fantômes, à l'instar de Stadius. 

Les cratères résultent pour l'essentiel, on l'a dit, de l'impact de météorites tout au long de l'histoire de la formation de la Lune, après que sa surface se soit enfin solidifiée; les les pics en leur centre s'expliquent par l'effet du rebond de la matière lunaire après l'impact. Plus les cratères sont grands, et plus on peut, en principe, y distinguer des caractéristiques particulières.

Les plus petits cratères n'ont souvent aucun pic central; ils ont la forme d'un bol. Certains cratères de moins de dix kilomètres peuvent cependant en avoir un. Il s'agit alors d'un pic simple, qui devient commun dans les cratères dont le diamètre va de 10 à 40 km. 
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Le cratère Théophile. Il présente des remparts en gradin, avec des signes d'effondrement au bas
de l'image. Le fond ou plancher est en grande partie pat et criblé de craterlets. La montagne
centrale se compose de plusieurs pics dépassant les 1000 m et séparés par une vallée. 

Au-delà, le pic central apparaît généralement comme un enchevêtrement complexe de pics. Les cratères de dimensions moyennes révèlent, à l'image d'Eratosthène , de Théophile, ou de Copernic, non seulement des pitons centraux, mais aussi des remparts en terrasse, parfois partiellement effondrés, et nés, à la suite de l'impact qui a formé le cratère, par l'effet d'un rebond isostatique du matériau environnant. 

Les cratères dont le diamètre dépasse les 150 km environ peuvent s'entourer d'anneaux concentriques. On observe la même chose dans le cas des mers circulaires. Il y a couramment deux ou trois anneaux, parfois d'avantage. Souvent le deuxième de ces anneaux est le plus important. 
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Une bassin d'impact multi-anneaux, la mer de Moscou, 
sur l'hémisphère de la Lune opposé à la Terre. 

Les montagnes.
Tout relief accidenté pourrait être qualifié de montagne et, à ce titre, chaque rebord de cratère est une montagne. Mais on appliquera ici ce terme  plus spécialement aux chaînes montagneuses, aux pics isolés et aux dômes que l'on observe sur la Lune.

Les chaînes.
Les chaînes de montagnes sont relativement peu nombreuses sur l'hémisphère visible de la Lune; la plupart se trouvent dans la partie septentrionale du disque. Les Alpes et le Jura, le Caucase, les Apennins (600 km de longueur), les monts Riphées sont parmi les plus remarquables; nous citerons encore : les monts Haemus et Taurus, les Carpates, l'Oural, les monts Doerfel et Leibniz, les monts d'Alembert, la chaîne de la Cordillère, la chaîne de Triesnecker, etc.

Ces formations sont très différentes de celles que l'on rencontre sur la Terre. Ainsi, parmi celles que l'on vient de nommer on remarquera la localisation très particulière, par exemple, des Alpes, des Apennins et du Caucase. Elles forment la bordure de la mer des Pluies et l'on peut aisément les identifier à des portions émergées de un anneau qui entoure celle-ci et qui est comparable aux remparts qui entourent les cratères. C'est seulement l'échelle qui est différente.

Les monts Altaï, en bordure de la mer du Nectar ressemblent à un grand escarpement. Mais si l'on observe la mer du Nectar dans son ensemble, il apparaît que cet escarpement n'est pas différent en réalité des chaînes dont on vient de parler : il constitue une portion de l'anneau montagneux extérieur qui entoure cette mer. Les Pyrénées, chaîne plus classique, marquent de la même façon une portion de l'anneau intérieur qui entoure la même mer.

On a un autre exemple de système concentrique de montagnes avec le double anneau qui entoure la mer Orientale. L'anneau extérieur forme la chaîne de la Cordillère, l'anneau intérieur porte le nom de monts Rook.
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Les Alpes, à la bordure septentrionale de la mer des Pluies. On distingue le Mont Blanc
, la Vallée des Alpes, une rainure sinueuse (Rima Plato) les cratères Platon et Bliss,
et plusieurs montagnes isolées (Pico, les monts Teneriffe et la Chaîne Droite).

Les dômes.
Le mers lunaires et le fond de certains cratères peuvent aussi révéler d'autres formations telles que de petits monticules appelés dômes ou intumescences, parfois surmontés de cratères. 

Ces dômes ont de diamètres qui vont typiquement de cinq à vingt kilomètres de diamètre; leur altitude est inférieure à 500 m, et même le plus souvent à 200 m. Les cratères sommitaux ont un diamètre d'un à deux kilomètres.
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Dômes surmontés de cratères dans la région de Copernic. 
Ces formations pourraient être volcaniques.

Ces formations, auxquelles on attribue une origine volcanique, sont souvent groupées. Ainsi, par exemple, près du cratère Hortensius, dans la région entre Kepler et Copernic (image ci-dessus), peut-on voir six dômes arrangés en arc de cercle, dont certains sont pourvus d'un cratère à leur sommet. Non loin de là, près du cratère Tobias Mayer d'autres dômes sont visibles. On peut encore en voir un, isolé celui-là, mais toujours dans la même région, près du petit cratère Milichius (pi).

Les structures linéaires.
On peut encore observer à la surface de la Lune des rainures ou crevasses, des vallées, des sillons sinueux, des sortes de plissements appelés des rides ou des dorsales, ou encore de longues traînées claires qui rayonnent à partir de quelques cratères,.

Les rainures.
De bonnes conditions d'observation permettent de remarquer un peu partout à la surface de la Lune, aussi bien sur les mers qu'au fond des cratères, des tranchées, de quelques centaines de mètres à un ou deux kilomètres de large, droites ou arquées, parfois au parcours plus capricieux, et qui peuvent courir sur plusieurs centaines de kilomètres. Parmi les plus connues de ces rainures, on peut citer : la rainure d'Hypatia, celle d'Ariadaeus, ou encore celle d'Hyginus (ci-dessous).

Ces rainures ne sont pas toujours isolées. Elles peuvent former, avec d'autres, des réseaux plus ou moins compliqués. On en trouve un exemple intéressant dans le cratère Goclenius : le fond de celui-ci est parcouru par plusieurs rainures, mais l'une d'elle (Rima Goclenius) s'en échappe pour traverser une partie de la mer de la Fécondité et fait alors partie d'un autre réseau de rainures observables à proximité, parmi lesquelles est la Rima Gutenberg.

Souvent, ces rainures apparaissent perpendiculaires aux bords des mers à la surface desquelles elles courent. Dans certains cas, les rainures peuvent être associées à une succession linéaire de petites cratères.

Les vallées.
La plus spectaculaire de ces vallées est la Vallée des Alpes (Alpes Vallis), qui coupe la chaîne des Alpes pour relier la mer des Pluies à la mer du Froid. Il s'agit d'un fossé d'effondrement large de 10 à 12 kilomètres et long 130 km. Ses bord atteignent des hauteurs de l'ordre d'un kilomètre et son fond plat est parcouru sur toute la longueur par une rainure d'environ 700 m de large.

Les rides et les falaises.
Les mers révèlent des rides, crêtes ou dorsales, qui sont des lignes de reliefs, hautes de seulement une centaine de mètres, mais longues parfois de plusieurs centaines de kilomètres. Dans les mers circulaires comme celles de la Sérénité ou celle des Crises, on en voit près des bords, qu'elles longent en formant des lignes concentriques et révélant probablement l'existence des failles sous-jacentes. 

On peut sans doute rapprocher de ces dorsales les falaises, à l'exemple du Mur droit (Rupes Recta), dans la mer des Nuées, un ressaut du sol haut de 200 à 300 m et long de 150 km.

Toutes ces structures semblent s'être formées par des effets de compression lors du refroidissement de la Lune et être la conséquence des réajustements isostatiques au niveau du substrat sur lequel reposent les mers. (La plupart des rainures peuvent s'expliquer de la même façon : les réajustements, dans leur cas ayant conduit à une distension plutôt qu'à une compression).

Les sillons sinueux.
On note encore la présence, à la surface des mers, de sillons au tracé tortueux, qui rappellent les méandres des cours d'eau terrestres. La vallée de Schröter (Vallis Schroteri) ou encore le sillon de Hadley, près  de laquelle s'est posé le LEM d'Apollo 15, en sont des exemples. Ces formations se comprennent comment le résultat d'écoulements de lave aux derniers temps du remplissage des mers. Certains pourraient avoir été de simple lits de ces anciens fleuves de lave à ciel ouvert; d'autres pourrait correspondre à des anciens tubes de lave courant juste sous la surface et dont le toit solidifié aurait fini par s'effondrer.
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Sillon sinueux au fond du cratère Posidinius, au Nord-Est de la mer de la Sérénité. Ce cratère présente aussi un réseau de rainures.	Dépôts radiaux (sculpture Imbrium) dans la région des cratères Ptolémée, Albatégnius (au centre) et Hipparque.

Les traînées brillantes et les autres formations radiales.
Lors de l'impact météoritique à l'origine d'un cratère, une cuvette très profonde se forme qui constitue un cratère transitoire. Mais matériau lunaire, élastique, pour constituer le cratère définitif, moins profond. Ce rebond, on l'a dit, est à l'origine, on l'a dit des montagnes qui sont au centre des cratères. Mais il provoque aussi l'expulsion de matière hors du cratère. Une grande partie de la matière excavée vient former le rempart qui entoure le cratère. Le reste, ainsi que l'essentiel de la matière qui composait l'impacteur est éjecté plus loin. 

Les traînées brillantes qui rayonnent à partir de certains cratères tels que Kepler et Tycho (dont l'un des rayonnements a plus de mille kilomètres de long) correspondent ainsi à cette matière éjectée. Plus souvent encore, des dépôts de matière restent à proximité et forment une sorte de couronne ou de système de nervures autour de certains cratères; telles sont, par exemple, les collines qui rayonnent autour de Copernic et de plusieurs autres grands cratères. Certaines chaînes de craterlets (catenae) dont on a parlé plus haut pourraient aussi se comprendre comme résultant de la chute de débris éjectés lors de la formation de cratères plus importants.

Ajoutons ici que l'impact géant qui a donné naissance à la mer des Pluies (Mare Imbrium) a aussi produit, par la projection de débris, des structures radiales. Elles peuvent s'observer sur les hautes terres, entre la mer des Nuées et la mer de la Sérénité sous la forme de sillons orientées vers la mer d'où elles proviennent (sculpture Imbrium). On voit des sculptures radiales de même origine à la périphérie de la mer Orientale. 
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Traînées brillantes émanant du cratère Messier A. Notez la forme allongée de celui-ci, encore plus marquée chez son voisin Messier, et qui pourrait s'expliquer par un impact rasant.	Reiner Gamma, une traînée sinueuse claire difficile à expliquer par le dépôt d'éjectas après un impact. Peut-être faut-il y voir la manifestation d'un volcanisme ancien.

Histoire géologique de la Lune

L'impact de ce corps, d'une dimension proche de celle de Mars, le pulvérise et le vaporise, et projette dans l'espace de nombreux fragments, les uns lui appartenant, les autres arrachés à la croûte terrestre. Ceux de ces fragments qui sont restés capturés en orbite terrestre ont d'abord formé un nuage de fragments, puis un un disque dit d'accrétion, et enfin se sont progressivement agglomérés, en venant se cogner les uns aux autres, pour former l'astre qui va être la Lune. Un des arguments en faveur de ce scénario est l'absence, dans les roches lunaires, de sulfures ou de matières volatiles comme l'eau; ces constituants, présents initialement, ont dû se dissiper dans l'espace ou retomber sur la Terre.

La différenciation interne.
Le processus à l'oeuvre est dès lors similaire à celui qui a eu lieu avec les autres planètes : il y a environ 4 milliards d'années, la matière, chauffée à haute température à la suite des impacts, et donc meuble, forme un corps presque sphérique. La rotation lui donne un léger aplatissement aux pôles, et l'attraction gravitationnelle de la Terre contribue peut-être aussi à le déformer. Dans le même temps, le mélange d'éléments en fusion qui constitue ce corps, et qui forme un océan de magma, commence à s'organiser en couches concentriques à l'intérieur de la Lune (processus de différenciation interne), tout en amorçant un lent refroidissement. 

En vertu du principe d'Archimède, les composés plus lourds (le fer, peut-être mêlé à un peu de soufre) migrent vers le centre de l'astre pour y former son noyau; Les composés les plus légers (le silicium et l'oxygène sous la forme de silicates, l'aluminium) montent vers la surface vers la surface. Les couches externes se refroidissent d'abord et, par la cristallisation des minéraux qui composent l'océan global de magma conduisent à la formation d'une croûte dure en surface, tandis que l'intérieur reste une lave fluide. Entre les deux existe une discontinuité dans la densité semblable à la discontinuité Mohorovicic, sur la Terre, entre la croûte et le manteau.

Le grand bombardement.
En cette période précoce de l'histoire du Système solaire, de très nombreux corps de dimensions diverses ( météorites, planétésimaux) encombrent encore l'espace. Les collisions son encore extrêmement nombreuses. Nombre de ces corps parviennent à se caler sur des orbites stables, comme le montre la ceinture d'astéroïdes, qui est une relique de cette époque. Mais beaucoup d'autres dévient de leur route sous l'effet de perturbations gravitationnelles diverses (ou des collisions qu'ils subissent) et viennent croiser les orbites des planètes déjà formées dans les régions internes du Système solaire. Faute de matériau disponible, ce grand bombardement a perdu depuis longtemps de son intensité. Mais, de temps à autre encore, les plus petits de ces corps, viennent percuter la Terre ou la surface dure de la Lune. L'atmosphère de notre planète qui réduit la gravité des impacts et surtout la géologie particulière de notre planète qui en rajeunit en permanence la surface ont effacé la plupart des souvenirs de telles collisions. la situation est différente sur la Lune. Depuis que la croûte de notre satellite s'est solidifiée, presque chaque impact à laissé sa trace sous la forme d'un cratère, une trace que seul un autre impact, ultérieur à pu gommer.

La formation des méga-bassins et des mers.
Au tout début de l'histoire de la Lune, la situation était quelque peu différente. Quelques centaines de millions d'années seulement après la formation de la Lune, d'énormes météorites ou des planétésimaux ont atteint notre satellite et y ont creusé de larges bassins, beaucoup plus grands que les cratères ordinaires. Ces mégabassins, comme on les appelle, ont été un peu plus que de simple trous sur la face de la Lune. Un énorme impact, creusant un mégabassin, centré sur le point de coordonnées 8,5° N et  22° E., et couvrant toute la surface de la face visible de la Lune, pourrait ainsi fournir, selon certains astronomes, une explication de la dissymétrie observée entre les de hémisphères. Un autre mégabassin de ce premier âge de la Lune est le bassin d'Aitken-Pôle Sud, centré sur la face de notre satellite invisible depuis la Terre.

La formation d'autres bassins, plus petits, a suivi. C'est d'eux que l'on fait procéder les mers actuelles. Les impacts qui ont formé les bassins ont fragilisé la croûte lunaire. Celle-ci s'est fissurée et, assez tardivement (plusieurs centaines de millions d'années après la formation des derniers grands bassins d'impact), au moment d'un réchauffement global de la Lune dû à l'énergie libéré par les éléments radioactifs de la série de l'uranium, une lave noire très fluide, venue des profondeurs, est remontée à travers les crevasses pour remplir complètement ces bassins. Exposée au froid de l'espace, cette lave de basalte a durci et s'est figée. C'est elle qui forme aujourd'hui ces vastes plaines que sont en fait les mers lunaires. 

Le scénario que l'on vient de résumer repose sur trois arguments principaux :

• La composition chimique du matériau qui compose les mers lunaires est très différente de celle qui compose la croûte, et atteste bien de son origine profonde : comparativement à celui qui compose la croûte, il est riche en fer en magnésium et pauvre en aluminium et en silicates. 

• D'autres minéraux, typiques des roches provenant des mers, et appelés, d'après leurs composants, KREEP (K est le symbole du potassium, REE désigne les terres rares - Rare Earth Elements -, et P est le symbole du phosphore), des éléments qui se mélangent facilement mais cristallisent difficilement, s'interprètent comme le résultat d'une deuxième fusion et d'une nouveau mélange des roches sous-jacentes de la Lune.

• Enfin, l'analyse des roches recueillies dans les mers montre aussi une forte concentration d'éléments tels que le thorium, qui sont produit par la chaîne de désintégrations radioactives de l'uranium, qui, par l'énergie thermique qu'elles dégagent, donnent la clé de la fluidification des laves et du remplissage par elles des mers.

La formation des cratères.
Par la suite, sur la lave solidifiée de nouveaux météorites, plus petits et moins nombreux, ont encore ouvert quelques cratères. Le fond de certains s'est rempli de lave. D'autres montrent encore autour d'eux les débris clairs projetés par ces collisions. 

Le sol lunaire.
La surface de la Lune est recouverte d'un matériau habituellement appelé régolithe (le terme s'applique aussi au sol d'autres corps du Système solaire), qui est un mélange de particules de roche fragmentées, de poussières, très abrasives et collantes, et de petits débris non consolidés. Le régolithe est le produit de millions d'années d'impact météoritique, de processus volcaniques, de décomposition chimique et d'autres forces géologiques. Il présente généralement une texture granulaire et friable. Le régolithe des mers est composé principalement de basalte, une roche volcanique riche en minéraux tels que le pyroxène, l'olivine et le plagioclase; le basalte donne au sol des mers sa couleur grise ou grisâtre, plutôt sombre. Le régolithe des hautes terres est principalement composé d'anorthosite, une roche riche en plagioclase, et qui donne  aux sols leur couleur claire caractéristique.

Thierry Lecault et Serge Brunier, Le Grand atlas de la Lune, Larousse, 2004.