vignette|Une parcelle noire inexpliquée, à la surface de Mercure.
La surface de Mercure est dominée par des cratères d'impacts, et des plaines de laves similaires, en certains points, aux maria lunaires. Les autres caractéristiques notables de la surface de Mercure incluent les escarpements et les gisements de minéraux (éventuellement de la glace) à l'intérieur des cratères des pôles. Actuellement, la surface est présumée être géologiquement inactive. Il faut cependant noter qu'à présent, seuls 55 % de la surface ont été cartographiés avec suffisamment de détail pour en dire plus à propos de sa géologie (grâce aux sondes Mariner 10 en 1974-75 et MESSENGER en 2008). L'intérieur de Mercure contient un très grand noyau métallique qui occupe environ 42 % de son volume. Une partie de ce noyau pourrait encore être liquide comme le prouve une magnétosphère faible mais globale.
Difficultés d'exploration vignette|La sonde Mariner 10.
De toutes les planètes telluriques au sein du système solaire, la géologie de Mercure est la moins bien comprise. Cela s'explique tout d'abord par la proximité de cette planète avec le Soleil, qui rend l'approche de l'astre par des sondes techniquement délicat et les observations depuis la terre difficiles.
Les observations depuis la Terre sont rendues délicates par la proximité constante de Mercure au Soleil : Lorsque le ciel est suffisamment sombre pour permettre l'usage d'un télescope, Mercure est à proximité de l'horizon, ce qui dégrade la qualité des observations en raison des facteurs atmosphériques (plus importante épaisseur de l'atmosphère traversée par la lumière, plus importante quantité d'humidité, plus grande probabilité de couverture nuageuse, etc.). Le télescope spatial Hubble et les autres observatoires spatiaux ne peuvent pas être dirigés vers le soleil, pour éviter tout risque de dégradation (les instruments sensibles pointés vers le Soleil pourraient subir des dommages irréversibles).
Atteindre Mercure depuis la Terre est un défi technique, car la planète orbite bien plus près du Soleil que ne le fait la Terre. De surcroît, l'environnement spatial de Mercure pose le triple problème de l'intense rayonnement solaire, des températures élevées qui règnent si près de notre étoile, et de ses vitesses de rotation et de révolution. Ainsi, seules deux sondes, Mariner 10 et MESSENGER, produites par la NASA, sont parvenues à atteindre Mercure à ce jour.
Un engin spatial à destination de Mercure, lancé depuis la Terre, doit voyager sur 91 millions de kilomètres dans le puits de potentiel gravitationnel du Soleil. À partir de la vitesse orbitale au niveau de l'orbite terrestre (de ), la sonde doit acquérir un différentiel de vitesses (le « delta v », noté Δv) bien plus important que pour toute autre mission interplanétaire afin d'emprunter une orbite de transfert la conduisant à proximité de Mercure. De plus, l'énergie potentielle libérée en se rapprochant du Soleil (et donc en descendant dans le puits de potentiel du Soleil) se convertit en énergie cinétique imprimant à la sonde une accélération qui doit être compensée par un important Δv supplémentaire pour ne pas dépasser trop vite Mercure : la somme de ces Δv dépasse celui permettant d'atteindre depuis la Terre la vitesse de libération du système solaire. Cette dissipation d'énergie cinétique est d'autant plus problématique que la planète ne possède pas d'atmosphère significative, à la différence par exemple de Vénus dont l'atmosphère épaisse permet un aérofreinage efficace : le seul moyen de freiner suffisamment pour se placer au niveau de Mercure consiste à utiliser des rétrofusées, ce qui accroît sensiblement la quantité de propergol nécessaire pour ce type de mission.
L'essentiel de ce qu'on sait de la géologie de Mercure reposait jusqu'en 2011 sur les données recueillies par la sonde Mariner 10, qui effectua trois survols en 1974 et 1975.
La période de rotation élevée de Mercure — 58 jours terrestres — a compliqué l'exploration de la planète, en la limitant initialement à l'hémisphère éclairé. Ainsi, bien que Mariner 10 ait survolé Mercure trois fois durant les années 1974 et 1975, elle n'avait observé à chaque passage qu'une unique partie de la surface, car la période orbitale de la sonde était quasiment égale à trois jours sidéraux de Mercure, de sorte que la même face de l'astre était éclairée à chaque fois. Il en résulte que moins de 45 % de la surface de la planète put alors être cartographiée. La sonde MESSENGER de la NASA, lancée en , a grandement contribué à la compréhension de Mercure quand elle est entrée en orbite autour de la planète en . Une expédition européenne de l'ESA (Bepi Columbo) a été lancée le . Les deux orbiteurs qui composent la mission doivent se placer en orbite autour de Mercure en .
Histoire géologique de Mercure
vignette|200px|1. Croûte - épaisse de 100 à 2. Manteau - épais de 3. Noyau - de rayon
Comme c'est le cas pour la Terre, la Lune et Mars, l'histoire géologique de Mercure est divisée en ères. De la plus ancienne à la plus récente, elles sont nommées pre-Tolstoïen, Tolstoïen, Calorien, Mansurien, et Kuiperien. Ces âges sont basés sur le seul principe de datation relative « carte de Mercure » (PDF, large image; bilingual)Paul Spudis, « Histoire géologique de Mercure » (PDF).
La formation de Mercure, qui s'inscrivit dans celle du reste du système solaire il y a 4,6 milliards d'années, fut suivie par un important bombardement d'astéroïdes et de comètes. La dernière phase intense de bombardement, le grand bombardement tardif, se termina il y a environ 3,9 milliards d'années. Plusieurs régions ou massifs furent remplis par des éruptions de magma issu du cœur de la planète, parmi lesquelles figure l'un des plus importants bassins, le bassin Caloris. Cela créa des plaines lisses entre les cratères, similaires aux maria trouvées sur la Lune.
Par la suite, alors que la planète se contractait en refroidissant, sa surface a commencé à se fissurer et à former des crêtes ; ces fissures de surface et ces arêtes affectent plusieurs autres types de reliefs, tels que les cratères et les plaines lisses, ce qui indique clairement que les fissures sont postérieures aux plaines et aux cratères. L'activité volcanique de Mercure prit fin lorsque le manteau de la planète se fut suffisamment contracté pour empêcher que la lave ne perce la surface. Cela s'est probablement produit au bout de 700 à 800 millions d'années, c'est-à-dire il y a environ 3,7 milliards d'années.
Depuis lors, la principale activité de surface a été provoquée par des impacts de surface.
Chronologie
Une analyse morphologique de la surface de Mercure aboutit à proposer l'échelle des temps géologiques suivante, constituée de cinq ères aux datations relatives largement estimatives :
de -4,5 à -3,9 milliards d'années : ère pré-Tolstoïenne ; de -3,9 à -3,85 milliards d'années : ère Tolstoïenne ; de -3,85 à -3,80 milliards d'années : ère Calorienne ; de -3,80 à -3 milliards d'années : ère du Calorien supérieur ; de -3 milliards d'années à nos jours : ère du Mansurien/Kuipérien.
Caractéristiques de surface
Les terrains en surface de Mercure sont globalement similaires, en apparence, à ceux de la Lune, avec de vastes plaines, sortes de maria, criblées de cratères semblables aux hautes terres lunaires.
Bassins et cratères d'impacts
vignette|Terrain chaotique, surnommé « terrain bizarre » (“Weird Terrain” en anglais), aux antipodes de l'impact qui forma le bassin Caloris. vignette|Le bassin Caloris à la surface de Mercure, est l'un des plus grands bassins d'impact du système solaire. vignette|Un double anneau ceinturant un bassin d'impact sur Mercure.
Les cratères de Mercure couvrent une large gamme de diamètres, de celui d'un petit bol jusqu'à celui d'une centaine de kilomètres de diamètre formant un bassin d'impact annelé. Ils apparaissent dans toute la gamme des états de dégradation possibles, certains sont relativement récents et d'autres ne sont que de très vieux restes de cratères complètement dégradés. Les cratères de Mercure diffèrent, dans les détails, des cratères lunaires - l'étendue de leurs couvertures d'éjectas est beaucoup plus petite, ce qui est une conséquence directe de la gravité de Mercure, 2,5 fois plus forte que celle de la Lune.
La plus grande structure d'impact connue sur Mercure est le vaste bassin Caloris, qui a un diamètre de . L'existence d'un bassin d'une taille comparable est suspectée, sur la base des images en basse résolution obtenues depuis la Terre à l'Observatoire de Skinakas, en Crète – d'où le surnom donné à cette structure : le bassin Skinakas. Il se situerait sur l'hémisphère qui n'a pas été photographié par la sonde Mariner. Il n'a cependant pas encore été observé sur les images que la sonde MESSENGER a transmises de cette zone.
L'impact à l'origine du bassin Caloris était si puissant qu'il est possible d'en observer les répercussions sur la totalité de la planète. Il a provoqué des éruptions de lave et un anneau concentrique d'une hauteur de au-dessus du cratère d'impact. Aux antipodes du bassin Caloris se trouve une zone au relief inhabituel, parcourue de sillons et de buttes entremêlés, généralement appelée terrain chaotique et surnommée par les Anglo-Saxons « Weird Terrain » (« terrain bizarre »). L'hypothèse privilégiée pour expliquer l'origine de cette unité géomorphologique est que les ondes de choc générées lors de l'impact ont voyagé sur toute la surface de la planète, et que lorsqu'elles ont convergé aux antipodes du bassin, les contraintes élevées que la surface a subies sont parvenues à la fracturerSchultz P.H., Gault D.E. (1975), Seismic effects from major basin formations on the moon and Mercury, The Moon, vol. 12, Feb. 1975, p. 159-177. Une idée beaucoup moins souvent retenue est que ce terrain a été formé à la suite de la convergence des éjectas, aux antipodes du bassin. En outre, la formation du bassin Caloris semble avoir produit une dépression peu profonde autour de ce bassin, qui a été comblée plus tard par des plaines lisses (voir ci-dessous).
Dans l'ensemble, environ 15 bassins d'impacts ont été identifiés dans la région photographiée de Mercure. Parmi les autres bassins notables figurent le bassin Tolstoï, de de large, en anneaux multiples, qui a une couverture d'éjectas s'étendant jusqu'à depuis son pourtour, avec un fond comblé par les matériaux formant une plaine lisse. Le bassin Beethoven a également une taille similaire avec une couverture d'éjectas de de diamètre.
À l'instar de ceux de la Lune, les cratères récents de Mercure montrent des structures rayonnées plus lumineuses que leur voisinage. Cela est la conséquence du fait que les débris éjectés qui, tant qu'ils restent relativement frais, tendent à être plus lumineux, parce qu'ils sont moins affectés par l'érosion spatiale que les terrains plus anciens.
Cratères à cavités d'effondrement