О поверхности ближайшей к Солнцу планеты ничего не было известно до полёта космического аппарата "Маринер-10", запущенного 3 ноября 1973 г. Вес научной аппаратуры составлял около 80 кг. Сначала аппарат был направлен к Венере, в поле тяготения которой получил гравитационный разгон и, изменив траекторию, 29 марта 1974 г. подлетел к Меркурию. Снимки поверхности, полученные в результате трёх пролётов "Маринера-10" с интервалом в шесть месяцев, показали удивительное сходство рельефа Меркурия с ближайшей соседкой Земли - Луной. Как оказалось, вся его поверхность покрыта множеством кратеров разных размеров.

Когда космический аппарат «Маринер-10» передал первые снимки Меркурия с близкого расстояния, астрономы всплеснули руками: перед ними была вторая Луна! Поверхность Меркурия оказалась усеянной сеткой из кратеров разных размеров, совсем как поверхность Луны. Их распределение по размерам тоже было аналогично лунному. Большая часть кратеров образовалась в результате падения метеоритов.

На поверхности планеты были обнаружены гладкие округлые равнины, получившие по сходству с лунными «морями» название бассейнов. Наибольший из них, Калорис, имеет в диаметре 1300 км (океан Бурь на Луне – 1800 км). Появление долин объясняется интенсивной вулканической деятельностью, которая совпала по времени с формированием поверхности планеты.

Солнечные сутки на Меркурии длятся 176 земных суток. А период его обращения вокруг своей оси относительно звезд в точности равен 2/3 меркурианского года. При таких точных соотношениях вращение называют резонансным. Все особенности движения Меркурия во многом связаны с гравитационным влиянием Солнца, в том числе и изменения в ориентации орбиты.

В XIX веке появилась гипотеза о том, что Меркурий ранее являлся спутником Венеры. В 1976 году был произведен математический расчет этой гипотезы, который показал, что это может объяснить потерю вращательного момента у Меркурия и Венеры, большой эксцентриситет орбиты Меркурия, резонансный характер движения Меркурия вокруг Солнца. Убегание Меркурия могло произойти за 500 миллионов лет и сопровождалось огромным выделением энергии, которое разогревало и Венеру, и ее спутник. Эта гипотеза помогает объяснить и наличие магнитного поля у Меркурия, и химический состав его ядра.

На основании анализа фотографий Меркурия американские геологи П. Шульц и Д. Гаулт предложили следующую схему эволюции его поверхности. После завершения процесса аккумуляции и формирования планеты её поверхность была гладкой. Далее наступил процесс интенсивной бомбардировки планеты остатками планетного роя, во время которой образовались бассейны типа Калорис, а так же кратеры типа Коперника на Луне. Следующий период характеризовался интенсивным вулканизмом и выходом потока лавы, заполнявшей крупные бассейны. Этот период завершился около 3 млрд. лет назад (возраст планет Солнечной системы известен довольно точно и равен 4,6 млрд. лет).

Над поверхностью Меркурия имеются следы весьма разреженной атмосферы, содержащей, кроме гелия, также водород, углекислый газ, углерод, кислород и благородные газы (аргон, неон). Близость Солнца обусловливает ощутимое влияние на Меркурий солнечного ветра. Благодаря этой близости значительно и приливное воздействие Солнца на Меркурий, что должно приводить к возникновению над поверхностью планеты электрического поля, напряженность которого может быть примерно вдвое больше, чем у "поля ясной погоды" над поверхностью Земли, и отличается от последнего сравнительной стабильностью.

На Меркурии имеется и магнитное поле. Магнитный дипольный момент Меркурия примерно на четыре порядка меньше, чем у Земли; однако, поскольку напряженности поля обратно пропорциональны кубу радиуса планет, то на Меркурии и на Земле они близкие по порядку величины.

Меркурий– самая первая планета по счёту в Солнечной системе. Соответственно она находится ближе всех планет к Солнцу. Из– за такого близкого расстояния к Солнцу вся планета выжжена и имеет тёмно– коричневый цвет. В 1974 году, благодаря “Маринеру– 10” было собрано основное количество информации о планете. При помощи помещённых на борт этой межпланетной космической станции магнитометра, видеокамер, сенсорного аппарата, спектрометра было получено много новых данных о Меркурии. Например, выяснилось, что у планеты нет атмосферы, хотя некоторые учёные утверждают, что видели на поверхности Меркурия слабо выраженные облака тёмного цвета и клубы пыли. Было получено огромное количество снимков поверхности Меркурия, где было запечатлено около 40% поверхности Меркурия. Были получены данные о плотности планеты. Так же выяснилось, что магнитное поле у планеты слабое. До полёта “Маринера– 10” было очень мало информации о Меркурии. После его полёта выяснилось, что поверхность планеты очень напоминает поверхность Луны. На ней так же много кратеров и нет особо больших возвышенностей. Но в отличие от Луны, на Меркурии не происходит вулканической активности. Так как Меркурий находится очень близко к Солнцу, то температура на поверхности планеты изменяется на 6100 C. Она колеблется от –1800 C до 4300 C. Планету можно наблюдать с Земли невооружённым глазом. В телескопе она отображается как полумесяц. Меркурий является на 70% состоящей из железа планетой.

Электромагнитое излучение подвергается строгому отбору в земной атмосфере. Она прозрачна только для видимого света и ближних ультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Всё остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя её верхние слои.

Поглощение рентгеновских и жёстких ультрафиолетовых лучей начинается на высотах 300-350 км; на этих же высотах отражаются наиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного рентгеновского излучения от хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80- 100 км от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение связи на коротких волнах.

Посмотрев на фотографию Солнца, снятую при помощи телескопа. Края солнечного диска менее ярки, чем его центральная часть. Это происходит потому, что от середины солнечного диска к нам проникают лучи из более глубоких, а потому и более горячих слоев солнечных газов, чем от краев. Слои Солнца, дающие яркий свет, составляют ту его видимую поверхность, которая называется фотосферой.

В сильные телескопы фотосфера представляется не ровно сияющей, а имеет повсюду как бы зернистое строение. Вот как зарисовал фотосферу выдающийся русский астроном А. П. Ганский. Чередующиеся белые и темноватые зернышки или клубочки - так называемые гранулы - чрезвычайно изменчивы и все время находятся в движении. Из-за большой удаленности Солнца они даже в сильные телескопы едва заметны. В действительности же каждая гранула на Солнце имеет в длину от 700 до 1400 км. Это, вероятно, массы раскаленных газов, выталкиваемых из еще более горячих глубин.

Хромосфера (греч. "сфера цвета") названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы 10- 15 тыс. километров.

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К.

О некоторых из них уже говорилось - это лучистый перенос энергии из центральной области к периферии, конвективное движение газа во внешнем слое Солнца, явление хромосферных спикул. На фоне равенства прихода и расхода энергии в атмосфере Солнца интенсивно протекают вихревые неупорядоченные или турбулентные движения газов. Они свойственны помимо солнечной атмосферы и внешнему слою солнечного шара, образованному непрозрачным газом, - его конвективной области. Среди разного рода движений газов остановимся лишь на некоторых широко распространенных в атмосфере и на поверхности Солнца: солнечных пятнах, солнечных факелах, флоккулах и протуберанцах. Все они обусловлены взаимодействием различных магнитных полей.

Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки - около 30 тыс. километров. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.

Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через каждые 11 лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется десятками.