Poichè Plutone non fa più parte del gruppo dei corpi maggiori, Mercurio è ora il pianeta con la massima inclinazione (i = 7°.0) ed eccentricità dell'orbita (e = 0.206), quindi la massima distanza angolare dal Sole vista dalla Terra (elongazione) può variare fra 18o e 28o. Mercurio era già conosciuto dai Sumeri, cioè dal terzo millennio prima di Cristo e deve il suo nome al dio romano del commercio e dei viaggi, probabilmente a causa del suo rapido moto attraverso cielo è infatti il pianeta del Sistema Solare col moto di rivoluzione più rapido: circa 88 giorni terrestri. Risulta difficilmente osservabile a causa della sua vicinanza al Sole.

Grazie ad osservazioni compiute nel 1965 con il radiotelescopio di Arecibo, R. Dyce e G. Pettengill hanno scoperto che Mercurio ruota su se stesso in senso diretto in 58.646 giorni terrestri, pari ai 2/3 del periodo di rivoluzione attorno al Sole (87.969 giorni). Il processo attraverso cui il pianeta, che prima ruotava molto più velocemente, si è stabilizzato su questo rapporto è ancora oscuro, anche se probabilmente è legato alla dissipazione di energia per effetti mareali. Un'interessante conseguenza del rapporto 2/3 fra i 2 periodi è che, mentre sulla Terra il giorno solare e il giorno siderale sono quasi uguali, su Mercurio il giorno solare è il triplo del giorno siderale cioè 176 giorni terrestri.

Su Mercurio, quindi, la temperatura al suolo non è solo funzione della latitudine, ma anche della longitudine. Durante il giorno la superficie raggiunge nei poli caldi la temperatura massima di circa 750oK, la temperatura più elevata di tutti i pianeti del sistema solare, invece ai poli tiepidi raggiunge al massimo 525oK; infine nelle zone buie la temperatura raggiunge solo i 90oK. Mercurio quindi risulta essere il pianeta ove coesistono le situazioni termiche più diverse. Quando Mercurio in congiunzione inferiore col Sole è molto vicino all'eclittica, si ha un passaggio del pianeta sul disco dell'astro; gli intervalli fra due passaggi successivi sono multipli sia del suo periodo sinodico rispetto al Sole, (116 giorni) che del periodo di rivoluzione, quindi si hanno ogni 7, 13 e 46 anni; l'ultimo passaggio è avvenuto l'8 novembre 2006.

Non essendoci sul pianeta segni di erosione, l'atmosfera vera e propria scomparve in epoche immediatamente successive allo stabilizzarsi della sua superficie, sia per l'intervento della radiazione UV, sia del vento solare che a causa del campo magnetico presente nel vento solare stesso, in quanto altre molecole vennero catturate e fatte fuggire. Fortunatamente il vento solare è anch'esso una sorgente di particelle. Nel 1985 si scoprì che l'elemento più abbondante nell'atmosfera mercuriana è l'O2 (42%) seguito dal Na (29%), H2 (22%), He (6%) e K (0.5%); essi sono stati probabilmente espulsi dalle rocce a causa dell'incessante bombardamento delle particelle del vento solare. Ma poiché Na e K sono metalli alcalini ed hanno, allo stato fondamentale, un elettrone nell'orbitale più esterno, possono essere ionizzati dalle radiazioni solari, dando vita all'emissione di uno strato di ioni liberi.

Ad una prima analisi la superficie può apparire identica a quella lunare, essendo entrambe dominate da crateri da impatto di varie dimensioni, è inoltre ricoperta da uno strato di frammenti di rocce analogo, come granularità e spessore, alla regolite lunare e da rocce silicatiche, simili a quelle terrestri. Poiché predomina il colore ramato si presume che la superficie del pianeta risulti impoverita di ferro e titanio. Da un punto di vista geologico macroscopico la superficie si può suddividere in sei unità fondamentali: i terreni densamente craterizzati le pianure intercrateriche le pianure lisce il bacino Caloris Planitia il terreno collinoso rigato le zone polari

I crateri

Sono molto simili a quelli lunari, una lieve diversità di forma può essere dovuta alla presenza di materiale sollevato vicino al luogo dell'impatto dovuto probabilmente alla maggiore gravità di Mercurio che ha accorciato il tragitto del materiale eiettato. Le dimensioni dei crateri mercuriani sono superiori a quelli marziani o lunari, in quanto gli oggetti che colpirono Mercurio avevano una velocità maggiore pianeti, perché su di esso il potenziale gravitazionale è più negativo. I crateri più vasti sono stati appianati dall'assestamento isostatico e la topografia del pianeta è stata mutata nei secoli da un'intensa attività sismica. Ai crateri sono stati dati i nomi di persone che hanno dato contributi importanti alla cultura umana.

Pianure

Il terreno comunque più diffuso è costituito dalle pianure intercrateriche che separano o circondano gruppi di grossi crateri ed essendo alcuni di questi prodotti da impatti secondari, si può pensare che le pianure intercrateriche siano molto antiche. Queste pianure sono state battezzate col nome che Mercurio ha in varie lingue. Le pianure lisce somigliano leggermente ai mari lunari, sono le formazioni più giovani e sono presenti soprattutto nelle zone boreali. Presentano una superficie relativamente levigata, caratterizzate da dislivelli inferiori al chilometro e da un numero esiguo di crateri.

Caloris Planitia

Il bacino è così chiamato perché è uno dei punti più caldi del pianeta: è sempre esposto al Sole durante il passaggio al perielio di Mercurio. Oltre ad essere uno dei più vasti crateri del Sistema Solare (diametro circa 1340 Km), presenta una struttura decisamente curiosa in quanto il bacino è circondato da una serie concentrica di altopiani che si irradiano rispetto al cratere vero e proprio. Ne è stata fotografata solo metà.

L'urto violento del meteorite, che lo creò circa 3.85 Ga fa, ha sollevato catene di montagne alte circa 2 Km, generando anche un sistema di valli e fratture che si irradiano dal bacino per 1000 km e scaraventando uno spesso strato di detriti a migliaia di Km di distanza. La collisione risultò così violenta da sconvolgere la superficie agli antipodi di Caloris Planitia ove si presentano molte fratture e faglie. Anche sulla Terra è stato constatato che le onde d'urto dissipano la loro energia agli antipodi del luogo d'impatto. Il bacino Caloris presenta anche delle superfici crateriche levigate dovute probabilmente allo scorrere della lava durante il primo periodo della sua formazione e questa ipotesi è supportata dalla presenza di canali scavati dalla lava stessa e da coltri lobate che potrebbero essere sponde di distese di magma solidificato. Sicuramente, col trascorrere dei secoli, queste zone pianeggianti si sono modificate ulteriormente grazie agli assestamenti isostatici ed ai processi tettonici. La densità di questi "smooth plains" è la stessa per la totalità del pianeta e ciò fa supporre che queste pianure siano tutte all'incirca coeve. È certo però che queste siano le conformazioni più giovani su Mercurio.

Terreno collinoso rigato

Occupa un'unica area esattamente agli antipodi del bacino Caloris, consiste di un fitto intreccio di alture e depressioni in cui le catene di colline hanno una larghezza di 5-10 Km e dislivelli compresi tra 100 e 1800 metri. Tali catene sono tagliate da depressioni lineari, così da formare tra loro, un sistema ortogonale. Questa parte di superficie si sarebbe formata in un periodo compreso tra la formazione delle regioni densamente craterizzate e quella delle pianure lisce.

Zone polari

Solo nel 1991, da misurazioni radar si sono scoperte due zone polari con un alto potere riflettente. Si ipotizza che l'acqua, portata da comete e meteoriti, si sia accumulata in crateri e crepacci dove la temperatura non supera mai i 123oK e abbia resistito all'azione dei raggi cosmici ed ultravioletti perchè coperta da uno strato di regolite; inoltre Mercurio dovrebbe aver mantenuto un'orientazione abbastanza stabile non rivolgendo mai i suoi poli verso il Sole. Non è comunque certo che solo l'acqua ghiacciata presenti tale tipo di riflettività radar, potrebbe essere anche zolfo allo stato solido.

A livello microscopico, tutta la superficie presenta una sorta di ragnatela di grandi scarpate che attraversano tutti i tipi di terreno finora esaminati e che raggiungono lunghezze di diverse centinaia di chilometri ed altezze superiori ai 1000 metri. Queste scarpate devono essersi formate dalla compressione della crosta seguita al raffreddamento del pianeta o potrebbero essere anche frutto dell'attrazione mareale del Sole. L'intero sistema di faglie può essere spiegato comunque con una riduzione del raggio di Mercurio di 1-2 Km.

Una delle caratteristiche più peculiari di Mercurio è la sua elevata densità; infatti Mercurio è poco più grande della Luna, ma la sua densità è tipica di un corpo delle dimensioni della Terra. Questo fa pensare che il nucleo del pianeta sia formato da Fe-Ni il cui raggio sia pari a 3/4 dell'intero pianeta, al di sopra del quale ci sia un mantello avente uno spessore di appena 500-600 km, ed una crosta. Si è riscontrato che il ferro è presente in abbondanza, costituisce il 65 - 70 % della massa totale e la superficie esterna è composta da una crosta di silicati di Fe-Mg circondati da ossidi refrattari.

Avendo Mercurio un nucleo interamente ferroso, come implica l'elevata densità, questo nucleo si sarà raffreddato molto tempo fa. Ma in un nucleo solido non si può mantenere una dinamo magnetica che si autoalimenti, per cui l'ipotesi più accreditata è che il campo magnetico si è generato da un nucleo caldo e liquido in epoche primordiali, magnetizzando poi in modo permanente la crosta ricca di ferro. La presenza di un campo magnetico comporta l'esistenza di una magnetosfera, che provoca una cavità allungata nel vento di particelle cariche espulse continuamente dal Sole. Tale magnetosfera è circa 7 volte più piccola di quella terrestre e non è altrettanto efficace nell'intrappolare le particelle cariche.

Tabella riassuntiva sul Sistema Solare