I giovani basalti del mare lunare sono prodotti vulcanici recenti distribuiti principalmente nel Procellarum-KREEP-Terrane. Tuttavia, questi mari lunari furono studiati in situ a partire dal 2013 da Chang’E-3, e poi sono stati campionati da Chang’E-5 nel 2020. Esaminando i dati della Mappa Mineralogica a livello globale, si è riscontrato che le cosiddette macchie lunari contengano una quantità di olivina meno abbondante (<10%), rispetto a quanto registrato in studi precendenti.
Usando le tecniche di cronologia calibrata dai campioni di Chang’E-5, è stato provato che le macchie lunari abbiano la tendenza ad aumentare l’abbondanza di TiO2 con il tempo. I basalti di recente formazione con un’età di circa 2,0 Ga (miliardi di anni fa) sono diffusi nel Procellarum-KREEP-Terrane, compresa l’unità Chang’E-5. Questo indica un alto livello di vulcanismo di questi mari ancora attivo attualmente che registra un’ulteriore fonte di calore rispetto basalti più vecchi.
I campioni di mare lanare più recenti registrati da Chang’E-5 e altri siti potenziali sono necessari per vincolare la storia termica e vulcanica lunare. I giovani basalti di mare sono i prodotti del recente vulcanismo lunare, con un livello di titanio da basso a intermedio (>4%) ed un’elevata abbondanza di ferro (>20%). Esse sono distribuite principalmente al centro del Procellarum-KREEP-Terrane in cui l’attività vulcanica può essere estesa ad altre sezioni lunari elementi che producono calore e vulcanismo a partire da 1,2 miliardi di anni fa.
Comprendere la natura e l’evoluzione delle rocce vulcaniche di recente formazione, determinando la loro mineralogia e cronologia è cruciale per gli studi astronomici attuali.
I basalti di recente formazione sono stati inizialmente considerati come esempi di aree lunari particolarmente ricchi di vetro ferroso o
olivina sulla base dell’osservazione telescopica della loro forte e hanno caratteristica principale un diametro spettrale di 1 μm 4.
