Zonas oscuras de la superficie de la Luna. Los mares lunares representan aproximadamente el 20% de nuestro satélite, y semejan superficies planas con ondulaciones locales en forma de cadenas montañosas de poca altitud y ríos de lava solidificada.
Según la hipótesis más aceptada, la Luna fue bombardeada durante millones de años por un gran número de meteoritos; el número de cráteres cuantificados sólo en la cara visible de la Luna es mayor de 300.000. Hace unos 4.000 millones de años el bombardeó meteórico cesó casi por completo, y se produjo una nueva etapa de la evolución lunar caracterizada por la erupción de grandes cantidades de lava, que invadieron las grandes depresiones, rellenaron las cuencas de los mares y alteraron ligeramente la estructura de los farallones circundantes. Este modelo está apoyado por la composición del material de los mares: lava basáltica, similar a la encontrada en las zonas volcánicas de nuestro planeta, con un contenido rico en titanio en las zonas más antiguas.
Por alguna razón desconocida los mares son mucho más abundantes en la cara visible de la Luna, mientras que la cara oculta posee únicamente unos pocos mares de pequeña extensión. Los mares más grandes de la cara visible son el Oceanus Procellarum, el Mare Imbrium, el Mare Frigoris, el Mare Serenitatis, el Mare Tranquillitatis, el Mare Fecunditatis y el Mare Crisium. En la cara oculta, los más destacados son el Mare Moscoviense, el Mare Australe, el Mare Ingenii y el Mare Orientale.
Al ser los mares regiones notablemente llanas fueron escogidos como lugares para los alunizajes de las primeras misiones del proyecto Apolo. Así, Neil Armstrong pisó por vez primera nuestro satélite en el Mare Tranquilitatis (el Mar de la Tranquilidad), lugar escogido para el aterrizaje del Apolo 11, mientras que el Apolo 12 se posó en el Oceanus Procellarum (el Océano de las Tempestades).