Zoom: Les régolithes planétaires
La notion de régolithe est large ; elle désigne « tout matériel d’origine continentale, quel qu’en soit l’âge, recouvrant les roches saines et dures ». Cependant, en planétologie, on l’utilise généralement pour évoquer la couche de poussière, rocheuse ou glacée, recouvrant la surface de corps solides dépourvu d’atmosphère protectrice (Mercure, la Lune, les satellites de Mars, tous les satellites du système extérieur sauf Titan, les astéroïdes et, dans une moindre mesure, Mars et les comètes).
Les régolithes planétaires sont d’abord créés par impacts météoritiques (voir chapitre Cratérisation des surfaces) puis évoluent sous l’effet de l’érosion spatiale (ou « space weathering » en anglais) c’est-à-dire des effets combinés du bombardement micro-météoritique, de la collision des rayons cosmiques d’origine solaire ou galactique ou encore de l’irradiation et de la pulvérisation cathodique (« sputtering ») par les particules du vent solaire. Les chocs thermiques, auxquels sont particulièrement soumis les surfaces sans atmosphère, contribuent également à la désagrégation physique (ou thermoclastie) des roches et donc au développement du régolithe.
Les propriétés et le degré de maturité d’un régolithe varient en fonction de la composition et de la position dans le Système Solaire de l’objet planétaire. Le régolithe lunaire est de loin le mieux connu. Il recouvre l'ensemble de la surface du satellite sur une profondeur de 2 à 8 mètres dans les mers et pouvant même excéder 15 m dans les terres les plus anciennes (4.4 Ga). Il repose sur plusieurs mètres d’un méga-régolithe constitué de gros blocs rocheux, éjectas d’anciens grands impacts. Le régolithe de Mercure est probablement très semblable à celui de la Lune quoique peut être légèrement plus développé car le flux micro-météoritique y est plus important et le contraste thermique entre le jour et la nuit accru. Le développement d'un régolite mature est, en revanche, nettement plus lent sur les astéroïdes en raison de leur faible gravité. Sur Mars, qui possède une atmosphère tenue, l’érosion spatiale s’est combinée à d’autres formes d’érosion (hydrique, éolienne… voir chapitre Erosion et sédimendation des surfaces avec atmosphère) pour former un épais manteau de poussière et de débris. Io est aussi un cas à part car le volcanisme qui y sévit efface immédiatement les traces d’impact. Enfin, la volatilité de la glace d’eau, ainsi que des glaces de CO2 (dioxyde de carbone) ou de CH4 (méthane), rend les surfaces glacées du système solaire particulièrement vulnérables à l’érosion spatiale.
