La regolite è l'insieme eterogeneo di sedimenti, polvere e frammenti di materiale, che compongono lo strato più esterno della superficie dei pianeti rocciosi come la Terra o Marte e dei corpi celesti come le lune e gli asteroidi.
Etimologia Il termine regolite (sostantivo femminile) è l'adattamento in italiano del termine inglese regolith. Il vocabolo fu ripreso e ampiamente adattato dal geologo George Perkins Merrill, e deriva dall'unione dei termini del greco antico ῥῆγος (rhègos) (tappeto, mantello) e λίθος (líthos) (pietra).
Tipi di regolite
Terra
Sulla Terra la regolite ha origine dalla degradazione del substrato roccioso causata dall'azione degli organismi che vi si installano e dall'attività erosiva degli agenti esogeni. Essa include le seguenti suddivisioni e componenti:
Suolo,. che contiene tipicamente una significativa quantità di organismi viventi e di materia organica di loro produzione; Terreno trasportato da processi alluvionali, eolici, glaciali, marini e gravitazionali; Saprolite, roccia modificata chimicamente; Cenere vulcanica e colate laviche; Sali depositati delle acque sotterranee e marine;
Lo spessore dello strato di regolite può variare dall'essere sostanzialmente assente a centinaia di metri. La sua età può variare dal presente (per un'eruzione vulcanica o un'alluvione appena avvenute) a centinaia di milioni di anni (in alcune parti dell'Australia la regolite sembra appartenere all'eone precambriano).
La presenza di regolite è uno dei fattori importanti per la sopravvivenza della vita, dal momento che poche piante possono crescere sopra o all'interno della roccia solida e gli animali non sarebbero in grado di scavare o costruire un riparo senza materiale sciolto. La regolite è importante anche per gli ingegneri che costruiscono edifici, strade e altre opere civili. Le proprietà meccaniche della regolite variano considerevolmente e devono essere documentate se la costruzione deve resistere ai rigori dell'uso. Essa è infatti un'importante fonte di materiale da costruzione, da cui si ottengono sabbia, ghiaia, pietrisco, calce e gesso.
Luna
Siccome la Luna non possiede un'atmosfera in grado di distruggere i meteoroidi, la formazione della regolite avviene principalmente a seguito dell'impatto di questi con la superficie, con la conseguente frammentazione di grandi rocce in detriti di dimensioni sempre più modeste. Si tratta di un processo graduale nel tempo, che porta alla generazione di svariati strati caratterizzati dalla disomogeneità di proprietà. Siccome anche il campo magnetico è molto debole, anche l'azione del vento solare determina la formazione della regolite lunare. Particelle cariche provenienti da altre stelle possono contribuire in maniera secondaria..
A seconda del luogo considerato, lo spessore degli strati di regolite può variare da pochi metri a decine di metri. Il loro colore è grigio e posseggono una densità approssimativa di 1,5 g/cm3. Circa la metà delle particelle di cui è formata la regolite lunare non supera i 100 micron di grandezza.. La sua composizione varia a seconda del sito considerato, ma i minerali più abbondanti sono l'olivina, il pirosseno e il plagioclasio. +Minerali più abbondanti nella regolite lunareMinerale o miscela isomorfa Formula chimicaOlivinaMg2SiO4Fe2SiO4PirossenoCaSiO3MgSiO3FeSiO3PlagioclasioCaAl2Si2O8NaAl2Si2O8SpinelloMgAl2O4ArmalcoliteMgTi2O5FeTi2O5SiliceSiO2FerroFe2+, Fe3+TroiliteFeSIlmeniteFeTiO3
Pressoché tutte le informazioni disponibili sul satellite terrestre provengono dalla sua regolite, che ha permesso inoltre di comprendere, almeno parzialmente, la composizione e il passato della Luna, le caratteristiche dei raggi cosmici e la storia e la velocità degli impatti di meteoroidi e polvere cosmica con il suolo lunare avvenuti nel passato.. Diversi campioni di materiale lunare sono stati portati sulla Terra..
Si è riscontrata inoltre la presenza di frammenti vetrosi, giustificata dai bombardamenti meteorici e dalle eruzioni vulcaniche avvenute nel passato. Un esempio significativo è dato dagli agglutinati lunari, che racchiudono particelle di varia natura, minuscole goccioline di ferro e troilite e gas provenienti dal vento solare. La parte vetrosa che fa da legante è probabilmente frutto della fusione di regolite preesistente, successivamente all'impatto con sciami meteorici ad alta velocità. Risulta inoltre importante sottolineare che uno dei requisiti necessari alla formazione di tali agglomerati è l'assenza di atmosfera..
La composizione chimica media nei siti di atterraggio delle missioni Apollo 11, Apollo 15, Apollo 16 e Apollo 17 è presentata nella tabella sottostante.. Nella regolite sono presenti anche atomi di sostanze provenienti dal Sole (idrogeno ed elio) e dai raggi cosmici originatisi al di fuori del sistema solare. +Composizione chimica media del suolo lunare nei siti di atterraggio di alcune missioni ApolloSostanzaMassa%Apollo 11Apollo 15Apollo 16Apollo 17SiO242,246,84543,2TiO27,81,40,544,2Al2O313,614,627,317,1Cr2O30,30,360,330,33FeO15,314,35,112,2MnO0,20,190,30,17MgO7,811,55,710,4CaO11,910,815,711,8Na2O0,470,390,460,4K2O0,160,210,170,13P2O30,050,180,110,12S0,120,060,070,09
Un aspetto interessante è dato dagli studi condotti per la determinazione di alcune proprietà ingegneristiche della regolite, tra cui la comprimibilità, la permeabilità e la resistenza a taglio.. Per esempio, quest'ultima è stata scrupolosamente analizzata poiché da essa dipendono importanti caratteristiche del suolo lunare, quali la capacità portante e la transitabilità. Per caratterizzarla è stato utilizzato il modello di Mohr-Coulomb.:
dove indica la resistenza a taglio, σ lo sforzo normale, rappresenta il contributo coesivo, e è l'angolo di attrito.
Sfruttando i dati dalle prove penetrometriche statiche eseguite sia in situ durante le missioni lunari (in particolare le missioni Apollo e Lunochod 1e 2), sia in laboratorio (i primi test in assoluto furono quelli condotti sui campioni provenienti dalla missione Apollo 11),. il professore James Mitchell dell'Università di Berkeley e i suoi collaboratori elaborarono il Modello Apollo:
Marte
L'atmosfera marziana, essendo molto più rarefatta di quella terrestre, non sempre è in grado di distruggere i meteoroidi. Di conseguenza, impatti con meteoroidi, erosione e processi meteorologici contribuiscono alla formazione della regolite.
Attualmente non è possibile analizzare direttamente la regolite marziana, poiché nessun campione è stato riportato sulla Terra. Le caratteristiche del suolo marziano sono tuttavia note grazie alle informazioni ottenute tramite diverse missioni spaziali, tra le quali vanno ricordate Viking, Pathfinder, Spirit e Opportunity.. Grazie a esse, è stato possibile determinare le dimensioni medie delle particelle di regolite (dai 70 agli 800 µm) e la sua composizione chimica. La tabella sottostante fornisce informazioni sulla composizione media in peso del suolo e della polvere marziani, che possono essere assimilati alla regolite stessa. La presenza di perclorati, clorati e altri composti simili ha suscitato interesse a causa dei loro possibili effetti negativi sugli astronauti e sulle prestazioni delle apparecchiature nella prospettiva di future missioni con equipaggio umano. +Composizione media del suolo e della polvere marzianiSostanzaSuoloPolverePeso %SiO246,52 ± 0,5744,84 ± 0,52TiO20,87 ± 0,150,92 ± 0,08Al2O310,46 ± 0,719,32 ± 0,18FeO12,18 ± 0,577,28 ± 0,70Fe2O34,20 ± 0,5410,42 ± 0,11MnO0,33 ± 0,020,33 ± 0,02MgO8,93 ± 0,457,89 ± 0,32CaO6,27 ± 0,236,34 ± 0,20Na2O3,02 ± 0,372,56 ± 0,33K2O0,41 ± 0,030,48 ± 0,07P2O50,83 ± 0,230,92 ± 0,09Cr2O30,36 ± 0,080,32 ± 0,04Cl0,61 ± 0,080,83 ± 0,05SO34,90 ± 0,747,42 ± 0,13
Deimos
La superficie di Deimos, una delle due lune di Marte, è ricoperta da uno strato di regolite che si stima abbia uno spessore di 50 m. L'immagine dell'orbiter Viking 2 proviene da un'altezza di 30 km.
Titano
La regolite di Titano, la più grande luna di Saturno, è composta da un materiale non noto che forma vasti campi di dune: potrebbero essere piccoli frammenti di ghiaccio erosi dal flusso di metano, o forse materia organica particolata che si è formata nell'atmosfera di Titano e poi piovuta sulla superficie. Il ghiaccio solitamente non è considerato parte della regolite, in quanto fondendosi si comporta in modo diverso da tutta la regolite conosciuta. Siccome però la temperatura media di Titano è circa -180 °C, il ghiaccio qui si comporta come la roccia. Si considera dunque la regolite di Titano una miscela ghiacciata-rocciosa che è soggetta all'erosione e ai processi atmosferici dell'atmosfera di Titano.
La sonda Huygens ha utilizzato un penetrometro in fase di atterraggio per caratterizzare le proprietà meccaniche della regolite locale. La superficie stessa è stata segnalata come un materiale simile all'argilla che potrebbe avere una crosta sottile seguita da una regione di consistenza relativamente uniforme. L'analisi successiva dei dati suggerisce che le letture della consistenza della superficie sono state probabilmente causate dalla sonda Huygens che ha spostato un grosso ciottolo mentre è atterrato e che la superficie è meglio descritta come una "sabbia" fatta di granelli di ghiaccio. Le immagini scattate dopo l'atterraggio della sonda mostrano una pianura ricoperta di ciottoli. I ciottoli, che possono essere fatti di ghiaccio d'acqua, sono alquanto arrotondati, il che potrebbe indicare l'azione dei fluidi su di essi.
Asteroidi
La regolite presente sugli asteroidi possono essersi sviluppate solo dall'impatto con un altro meteoroide.
Le immagini scattate dalla navicella spaziale NEAR Shoemaker della superficie di 433 Eros rappresentano le migliori immagini della regolite di un asteroide. La recente missione giapponese Hayabusa ha anche restituito immagini chiare della regolite su un asteroide così piccolo che si pensava che la gravità fosse troppo bassa per sviluppare e mantenere una regolite: 25143 Itokawa. L'asteroide 21 Lutetia ha uno strato di regolite vicino al suo polo nord, che scorre in frane associate a variazioni di albedo.
Importanza e applicazioni
L'impossibilità di condurre studi e analisi di laboratorio su campioni effettivi di regolite ha portato alla creazione di diversi materiali artificiali, chiamati simulanti, che tentano di riprodurne le caratteristiche. Alcuni esempi sono: JSC Mars-1, sviluppato presso il Johnson Space Center; Mojave Mars Simulant (MMS), creato dal Jet Propulsion Laboratory; Mars Global Simulant MGS-1, più accurato dei suoi predecessori e frutto della collaborazione tra l'Università della Florida Centrale, il Kennedy Space Center e il Florida Institute of Technology.
I simulanti sono di fondamentale importanza poiché permettono, tra le altre cose, di condurre esperimenti volti alla comprensione di svariati fenomeni, allo studio di applicazioni quali l'astrobotanica o all'analisi delle prestazioni delle apparecchiature su suolo marziano.
La possibilità di stabilire una base su suolo lunare è un passo necessario alla preparazione e all'acquisizione delle conoscenze e competenze richieste per realizzare missioni di esplorazione spaziale di lunga durata e con equipaggio umano. In aggiunta a tale aspetto, la Luna risulta tuttora estremamente interessante dal punto di vista scientifico.
D'altro canto, la vicinanza e la relativa somiglianza di Marte alla Terra rendono tale pianeta un'inevitabile meta per l'esplorazione scientifica e, possibilmente, la colonizzazione da parte dell'uomo. Lo studio approfondito della sua evoluzione e delle sue caratteristiche potrebbe portare alla comprensione dello sviluppo di altri pianeti del sistema solare, e della possibilità di esistenza di forme di vita extraterrestri.