Survol des données recueillies par la mission MESSENGER

Les textes ci-dessous présentent un survol des résultats obtenus sur Mercure par la mission MESSENGER. Certaines données postérieures pourront être ajoutées et seront, la plupart du temps, identifiables comme telles

Les images et les données renvoyées par MESSENGER depuis Mercure, d'une façon générale, révèlent un monde unique, géologiquement divers mais qui est beaucoup moins semblable à la Lune que ne le pensaient de nombreux astronomes. Mercure se caractérise par des éléments géologiques principaux, ainsi la composition de la surface, un volcanisme très répandu, des failles et des falaises ainsi que d'autres zones, qui montrent une contraction et un étirement de la croûte. Une autre caractéristique, évidente, de Mercure, est la dichotomie que la planète présente: la face qui porte le bassin Caloris, est plus affectée par le volcanisme que l'autre

• Mercure, en apparence, est très semblable à la Lune. Sa surface est surtout faite de cratères de tailles et d'âges différents, de bassins et de flux de laves. L'aspect général de Mercure est celui d'une planète dont le relief a été atténué voire empâté. L'un des principaux reliefs de Mercure est le bassin Caloris, de 1300km (807 miles) de diamètre qui a été créé par un impacteur plus grand que 100km (62 miles); des éjectas ont été projetés jusqu'à 600-800km. Certaines plaines, du fait des flux de laves, sont moins cratérisées. Le sol mercurien, comme celui de la Lune, a été progressivement recouvert de régolithe, résultat des impacts de micro-météorites. Mercure possède beaucoup plus de fer et de titane, ces éléments lourds, qu'on ne pensait. Le nombre des métaux de Mercure est semblable à ce qu'on trouve sur la Lune, dans les basaltes des mers, ce qui constitue un pas important en termes de ce qu'on savait de la planète jusqu'alors. La planète entière, par ailleurs, est couverte d'un matériau bleu clair, qui, en partie, pourrait être du fer, lequel matériau aurait pu être rapporté du coeur à la surface par le volcanisme mercurien. Le coeur de Mercure représente 60% de la masse totale de la planète, ce qui fait que Mercure est la planète la plus dense du système solaire. Mercure ne montre pas de preuve de minéraux de type silicates ferreux. Les études spectrographiques ont montré que les variations de couleur et d'albédo entre les principaux terrains de la planète peuvent correspondre à un mélange varié du matériau, brillant, qu'on trouve dans les plaines de couleur "rouge" et du matériau sombre, qui pourrait être des oxydes de fer-titane. MESSENGER a également découvert que Mercure comporte, dans les cratères des pôles, qui sont en permanence dans la nuit, beaucoup d'eau de glace et d'autres matériaux volatiles gelés. La présence d'eau est due à l'inclinaison quasi nulle de l'axe des pôles de Mercure, qui fait qu'il existe des zones, aux pôles de Mercure, qui ne voient jamais le jour. On a peut-être l'explication de pourquoi une partie de la surface mercurienne -ainsi les plaines volcaniques nord- semble récente et pourquoi une autre semble plus âgée -ainsi les plaines intercratéritiques ou les terrains fortement cratérisés: Mercure est la moins oxydée des planètes du système solaire dans lequel la plupart du fer est lié à des métaux ou des sulfites plutôt que d'être des oxydes. Les blocs fondamentaux qui ont formé Mercure pourraient être des chondrites enstatites, lesquelles sont riches en métal et moins oxydées; les chondrites enstatites sont aussi les matériaux dont se sont formées la Terre et la Lune -ce qui laisse penser qu'une bonne partie du système solaire intérieur pourrait s'être formé d'un même -et non de divers- matériaux comme on le pensait traditionnellement. Il n'y a pas nécessité que l'intérieur de la planète soit structuré en couches pour obtenir une composition hétérogène de la surface; en effet, des roches issues de différents processus de fonte peuvent être apportées à la surface à partir de différentes profondeurs et l'hétérogénéité de surface peut provenir de l'action de pressions et températures différentes sur un même minéral. Aussi, les plus anciens terrains de Mercure se sont-ils vraisembablement formés de matériau qui a fondu profondément, là où se situe la frontière entre le coeur et le manteau et les terrains plus jeunes se sont formés plus près de la surface. Une fois réduit, le souffre se dissout dans le manteau de silicate et, aussi, il influence la fusion et la composition des minéraux fondus, ce qui constitue une explication complémentaires de l'hétérogénéité. Mais d'autres questions restent sans réponse quant à Mercure: le manteau s'est-il homogénéisé tôt, par convection, dans l'histoire géologique de la planète? A-t'il été structuré en couches? Pourquoi Mercure a-t'il le plus gros coeur de toutes les planètes telluriques? Un impact géant a-t'il emporté une partie du manteau?
• un élément important est que le volcanisme a été très répandu sur Mercure. Des plaines lisses -essentiellement du fait de dépôts volcaniques- occupent au moins 40% de la surface. Les débuts de l'histoire géologique de Mercure a été marquée par du volcanisme et de la tectonique généralisé, lesquels se sont produits au long de plusieurs épisodes. Ceci suggère que la planète a connu un volcanisme de beaucoup plus grande durée qu'on ne pensait, qui se serait presque étendu jusque dans la deuxième moitié de l'histoire géologique du système solaire. Certains cratères ont été rempli de laves de plus d'1,6km d'épaisseur et ce il y a 3,8 à 4 milliards d'années. Certains bassins d'impact de grande taille ont vu leur intérieur rempli de laves selon un processus semblable à celui qui a eu lieu sur la Lune. La crôte de Mercure pourrait avoir été, pour l'essentiel, due aux laves des volcans, lesquelles ont fini par refroidir. Ces éléments tendent à montrer que Mercure ressemblerait plus à Mars qu'à la Lune. Les cratères d'impact, eux, ont excavé du matériau semblable à celui des plaines depuis des profondeurs atteignant plusieurs kilomètres (miles). Comme des dépôts volcaniques semblent le produit d'éruptions explosives, on a là une preuve que des éléments volatils existent à l'intérieur de Mercure. Des évents volcaniques explosifs existent aussi, résultats d'un volcanisme "effusif". La préiode du Grand Bombardement, de plus, qui a eu lieu il y a 4 milliards d'années lorsque les restes de la formation du système solaire sont venus frapper violemment les planètes nouvellement formées, pourrait avoir décapé la surface d'origine de Mercure; ainsi, la surface actuelle ne serait vraisemblablement pas la croûte d'origine, celle née du processus de différentiation
• quelques régions de Mercure montre que la croûte s'est étendue, comme le montrent un ensemble de plus de 200 creux étroits qui rayonnent du centre du bassin Caloris. On a découvert que la contraction de la croûte mercurienne était un tiers plus importante qu'on pensait. D'une façon générale, les grandes failles associées à des falaises sont également un souvenir de la contraction globale qui s'est produite sur Mercure lorsque l'intérieur de la planète s'est refroidi au cours des âges. Mercure montre d'énormes falaises qui s'étendent sur des centaines de miles (kilomètres) sur la planète, ce qui est une preuve d'une activité de faille tout au long de l'histoire de Mercure. Les falaises sont l'expression de surface de grandes failles. Lorsque l'intérieur de Mercure s'est refroidi et que la planète s'est légèrement contractée, les roches de surface s'en sont fracturées et certains blocs de la croûte ont subi une poussée depuis le bas, le long de grandes failles, par rapport aux autres. Ces caractéristiques suggèrent que l'histoire géologique de Mercure est différente de celles des autres planètes telluriques du système solaire

MESSENGER, d'une façon générale, a également amélioré notre compréhension de la magnétosphère et des champs gravitationnels de Mercure et il a découvert de nouveaux composants de l'atmosphère ou a démontré que la magnétosphère est plus réactive aux changements de son environnement que celle des autres planètes. La mince "exosphère" de Mercure (qu'on considère composée de 42% d'hélium, de 42% de sodium et de 15% d'oxygène) est renouvelée par des particules produites par des processus qui se déroulent à la surface et elle fournit aussi une long queue d'atomes qu'on observe derrière la planète. De nouveaux éléments -ainsi le magnésium composant important de la surface- ont été découverts. Différents mécanismes renouvelle l'exosphère: les photons du vent solaire ou les micro-météorites. Le sodium surtout, le calcium et le magnésium varient, en terme de quantité, ce qui pourrait aussi laisser penser que la surface de Mercure a varié au long du temps; ce qui fait que l'exosphère est le résultat de milliards d'années d'histoire géologique. La distribution des éléments dans l'exosphère varie aussi, la variabilité étant considérable pour le sodium, le calcium et le magnésium. Le calcium ionisé de l'exosphère de Mercure se concentre sur une relativement petite portion de celle-ci, l'essentiel de l'émission ayant lieu près du plan équatorial. Il semble que l'interaction entre ces processus et la magnétosphère de Mercure existe aussi et peut être un facteur. On a découvert aussi que l'exosphère de Mercure connaît des changements "saisonniers" du fait des modifications de la pression solaire au long de l'orbite de la planète; la plus grande quantité de sodium, par exemple, se voit dans l'exosphère lorsque Mercure est à mi-distance du Soleil. Le premier passage de MESSENGER à Mercure, le 14 janvier 2008, a confirmé que la planète possède un champ magnétique global, ce qu'avait découvert la mission Mariner 10 en 1974 et 1975; cette magnétosphère est vraisemblablement due à un processus de magnéto lié au coeur de la planète (à condition que ce dernier contînt un élément léger tel le soufre; ce qui suppose que, lors de sa formation, Mercure aurait dû combiner des matériaux proches et lointains du Soleil, concept dit de "mélange radial"); dans le cas contraire, la magnétosphère pourrait être due à un magnétisme résiduel provenant de roches ferreuses qui furent anciennement magnétisées par une magnétosphère plus forte. La magnétosphère de Mercure est remplie de nombreuses particules chargées qui forment une "nébuleuse plasmatique" (en anglais, "plasma nebula") semblable au tore de plasma qu'on trouve autour d'Io. La proximité de Mercure d'avec le Soleil renforce, elle, les évènements de reconnexion qui ont lieu entre le champ magnétique interplanétaire et la magnétosphère: les hausses d'énergie qu'on mesure dans la queue magnétique de Mercure sont très importantes et ont lieu rapidement (deux à trois minutes du début à la fin) et sont 10 fois plus importantes qu'à la Terre. Ces caractéristiques pourraient être dues à un processus extrême de "tail loading-unloading" ("chargement-déchargement de la queue magnétosphérique"). Comme sur Terre, certaines connexions peuvent s'établir entre le vent solaire et la magnétosphère de Mercure, permettant au vent solaire d'atteindre la surface; à Mercure ceci prend la forme de champs magnétiques joints qui se transforment en tubes en forme de vortex, par lesquels le vent solaire pénètre. Cette action sur la surface est de plus permise du fait que la planète n'a quasi aucune atmosphère. La magnétosphère de Mercure se voit aussi interagie par les particules de l'exosphère de la planète et d'autres forces dynamiques: les éléments libérés du sol par les photons du vent solaire peuvent se transformer en ions positifs, un processus dit "photoionisation"; une "ceinture dérivante" (en anglais, "drift belt") pourrait ainsi exister autour de Mercure, qui pourrait peut-être produire une dépression magnétique dans cette région

La surface
Le volcanisme
Contraction et étirement de la croûte
L'exosphère
La magnetosphère

La surface

MESSENGER a produit une carte monochrome à 250m/pixel et une carte en 8 couleurs, à 1km/pixel; les deux cartes, chacune, couvrent toute la planàte dans des conditions d'éclairage uniformes. Par ailleurs, on a élaboré le premier modèle topographique précis de l'hémisphère nord, lequel montre que l'échelle des altitudes est considérablement plus faible que pour Mars ou la Lune, par exemple. L'élément le plus important est une zone étendue de basses terres aux hautes latitudes nord (s'y trouvent aussi les plaines nord volcaniques). Dans cette région de basses terres, prend place une poussée d'altitude qui s'est formé une fois ces plaines volcaniques en place. Aux latitudes moyennes, les plaines intérieures du bassin d'impact Caloris Basin (1550km (960 miles) de diamètre), ont été modifiées de sorte que cette partie du fond du bassin se trouve maintenant plus haut que le bord. Cette partie surélevée semble faire partie d'une zone d'altitude plus élevée quasi linéaire, qui se trouve aux latitudes moyennes et qui s'étend approximativement sur la moitié de la circonférence de la planète. Tout cela implique que des changements à grande échelle de la topographie mercurienne ont eu lieu après l'ère de la formation des bassins d'impact et que la mise en place de plaines volcaniques à grande échelles se soient terminées. Un nouveau modèle digital de Mercure en 2016 a montré que la plus grande altitude de la planète est de 4480m (2,78 miles) au-dessus du niveau moyen et se trouve au Sud de l'équateur dans certains des plus anciens terrains de Mercure; l'altitude la plus base -5380m (3,34 miles) en-dessus du niveau moyen- se trouve sur le fond du bassin Rachmaninoff, zone où se trouveraient certains des plus récents dépôts volcaniques mercuriens. Les plaines volcaniques du Nord sont dues à une ancienne activité volcanique qui a enseveli la région sous d'énormes quantités de laves, qui atteignent plus d'1,6km d'épaisseur à certains endroits. En ce qui concerne la composition de surface, les données montre qu'on trouve en moyenne, sur de grandes parties de la surface des composés magnésium/silicium, aluminium/silicium et calcium/silicium et cela montre, qu'à la différence de la Lune, la surface de Mercure n'est pas dominée par des roches riches en feldspaths. De fortes quantités de soufre ont également été observés, ce qui peut vraisemblablement avoir produit des minéraux sulfatés, ce qui suggère que les matériaux d'origine dont Mercure s'est formé pourraient avoir été moins oxydés que ceux qui ont formé les autres planètes telluriques. Cela a donc des implications importantes pour ce qui est de comprendre la nature du volcanisme mercurien. Mercure a des matériaux volatils semblables à ce qu'on trouve sur Vénus, la Terre et Mars mais ils sont plus importants en diversité que sur la Lune. Mercure possède beaucoup plus de fer, pour ce qui est de l'ensemble de sa masse, que Vénus, la Terre et Mars et les observations permettent de penser que la composition de surface de la planète est semblable à ce qu'on doit attendre si la composition globale est dans l'ensemble similaire à celle des météorites chondritiques, riches en métaux et à processus hautement réducteur, objets qui sont des restes de la formation du système solaire. Les plus récents développements pour ce qui est de la mission sont que le premier modèle précis du champ gravitationnel de Mercure a été créé lequel, combiné avec les données topographiques et la rotation de la planète permet de mieux comprendre la structure interne de Mercure. Le coeur y représente 85% du rayon total, soit une taille encore plus grande que ce qu'on pensait. Malgré la petite taille de Mercure, des mouvements dynamiques subtils mesurés depuis la Terre par radar qu'on a confronté aux derniers paramètre mesurés par MESSENGER quant au champ de gravité et aux caractéristiques du champ magnétique interne, qui montrent une dynamo active, on en déduit que le coeur est au moins partiellement liquide

->La question de l'eau sur Mercure
Les observations de MESSENGER de fin 2012 ont fourni la preuve sans contredit que Mercure possède de la glace d'eau en quantité et d'autres matériaux volatiles gelés dans les cratères polaires de Mercure plongés en permanence dans l'ombre. Des données fournies aussi bien par la spectrométrie, l'albédo et des modèles de température font partie des preuves. La présence d'eau est due au fait que l'inclinaison de l'axe des pôles mercuriens est quasiment de zéro et qu'il y a donc des poches, aux pôles, qui ne voient jamais le Soleil. Le radio-télescope d'Aricebo, en 1991, avaient détecté des zones radar inhabituellement brillantes aux pôles de Mercure, qui reflétaient les ondes radio de la manière que l'aurait fait de la glace. Nombre de ces zones correspondaient à l'emplacement de grands cratères d'impact qui avaient été cartographiés par la mission Mariner 10 dans les années 1970. Mariner 10, cependant, n'avait observé que la moitié de la surface de Mercure et les planétologues ne disposaient donc pas d'images complètes des pôles. On pense, au vu de ces récents résultats, que la glace de Mercure est enterrée sous une couche de matériau inhabituellement noir qui s'étend sur la plupart des régions hydratées. Ainsi, une couche riche en hydrogène -qui serait donc de la glace d'eau- de plus de dizaines de centimètres (pouces) se trouve en-dessous d'une couche superficielle, isolante thermiquement, de 10 à 20 centimètres (pouces). L'eau comme le matérau isolant ont vraisemblablement été apportés par des comètes ou des astéroïdes. Le matériau sombre est vraisemblablement un mélance de composés organiques complexes et il a pu être assombri, de plus, même dans les zones dans l'ombre permanente, par l'exposition aux radiations radicales de l'environnement mercurien

	cette carte couleur globale de Mercure résulte de l'assemblage de milliers d'ensembles d'images obtenues par la Wide Angle Camera (WAC) -caméra grand-angle- de MESSENGER. Les couleurs sont liées aux variations de réflexion spectrale. Les deux images permettent de voir les différences aussi bien en termes de composition des sols qu'en termes de combien de temps les matériaux ont été exposés à la lumière solaire. Les rayons des cratères d'impact jeunes sont bleu clair ou blanc. Les zones bleu moyen et bleu foncé sont une unité géologique de la croûte mercurienne qu'on appelle "matériau à faible réflectance", qu'on pense être riche en un minéral sombre et opaque. Les zones brun clair sont des plaines formées par l'éruption de laves hautement fluides. La grande zone circulaire au-dessus, près du centre, est le bassin Caloris, un bassin d'impact, dont l'intérieur est rempli de plaines volcaniques lisses, relativement plus jeunes. Les petites taches orangées sont des matériaux qui ont été déposés par des éruptions volcaniques explosives. Le matériau sur Mercure, d'une façon générale, s'assombrit progressivement du fait qu'il est exposé à l'environnement spatial. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	pendant le second de ses trois passages à Mercure, en octobre 2008, MESSENGER a permis de dévoiler un hémisphère entier de Mercure, qui n'avait jamais été observé jusque là. La seule découverte frappante, par ailleurs, a consisté en ce que cet hémisphère est complètrement strié de rayons longitudinaux qui émanent d'un cratère situé au Nord. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	comparaison des structures internes de la Terre et de Mercure telles qu'actuellement comprises sur la base des plus récentes données de la mission MESSENGER (en anglais). L'intérieur de Mercure possède une proportion plus grande, par rapport à des matériaux silicatés rocheux, de matériau métallique dans le coeur que la Terre. Mercure semble aussi avoir une couche solide de sulfite de fer au-dessus du coeur. La présence de cette couche, d'ailleurs, limite, de façon importante, les températures qui peuvent exister à l'intérieur de la planète et peut aussi influer sur la génération du champ magnétique (traduction: à gauche, de haut en bas: croûte, manteau supérieur, manteau inférieur, coeur liquide externe, coeur solide interne; à droite (idem): croûte, manteau, couche solide liée au coeur de sulfite de fer, coeur moyen liquide, coeur interne solide). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	composants de la surface de Mercure comparés aux planètes du système solaire interne, sauf Vénus (en anglais; "Earth"=Terre). NASA
	frontière nette entre un terrain lisse et un terrain accidenté près du pôle nord de Mercure; elle fait suite aux vastes zones de plaines de l'hémisphère nord. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	la partie supérieure de l'image montre une étendue de Mercure dont l'albédo ne s'accroît pas fortement dans les longueurs d'onde plus longues, une propriété qui donne cette teinte relativement bleue. Ces zones bleues ont également un albédo plus faible, en général, que la surface moyenne de Mercure. Le terrain au Sud et à l'Ouest a une couleur plus rouge. L'une des questions sur lesquelles on bute encore est de savoir quels types de roches correspondent à ces différences de couleur (la zone de l'image comprend les cratères Amaral, Neruda et Sher-Gil). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	cartes du magnésium/silicium (à gauche) et de l’absorption thermique de neutrons (à droite) sur la surface de Mercure (le rouge indique des valeurs élevées, le bleu des valeurs faibles); les dépôts des plaines volcaniques lisses sont signalées par les contours blancs. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Le volcanisme

L'importance du volcanisme dans la formation des plaines mercuriennes est plus grande que prévu. De grandes surfaces de plaines tout au long de Mercure avaient été observées par la mission Mariner 10 et semblent avoir été formées par du volcanisme, lequel a joué un rôle important dans le travail de la croûte de Mercure. Les données de MESSENGER montrent que les roches volcaniques dominent l'essentiel de la croûte de la planète et, même dans des régions géologiquement complexes et là où les impacts de cratères ont détruit les caractéristiques d'origine. Les laves peuvent être localement aussi épaisses que 2 km (1,2 miles) -elles ont ennoyé des plaines, des cratères et des plaines basses- et des évents, qui peuvent mesurer jusqu'à 25 km (16 miles) de long, semblent être les sources de certains de ces flots de lave extrêmes. Les flots de lave ont aussi érodé le substrat, creusant des vallées et créant des hauteurs en forme de larme. Mercure, par ailleurs, manque de fer dans ses minéraux siliceux des roches de surface, ce qui représente une différence importante avec la plupart des croûtes planétaires connues. Le souffre est présent. Les données ont révélé des dépôts clairs et irréguliers qu'on avait observé sur le fond de certains cratères sans pouvoir les expliquer. Il s'agit de groupe de puits sans bords, irréguliers et souvent entourés de halos diffus de matériau à fort albédo. Ces puits sont associées aux pics centraux, aux anneaux de ces pics et aux bords des cratères. Il pourrait s'agir d'éléments jeunes, géologiquement qui indiqueraient qu'il y a eu, dans la croûte de Mars un composant volatile plus important que prévu. Des "hollows" (des "dépressions"), enfin, soit de petites dépressions très brillantes et bleues, peu profondes, irrégulières se trouvent souvent en groupe sur le fond des cratères ou sur les pics centraux de ceux-ci; ce sont une variété de puits qui pourraient bien être encore actifs et continuer de se former aujourd'hui, d'où que Mercure serait actif! On pense qu'une relation possible existe entre la formation de dépôts volcaniques d'origine explosive et les hollows

	de nombreuses régions de Mercure sont faites de terrains relativement rouges et plats; il semble que ce soit des régions basses inondées et de cratères partiellement remplis ou ensevelis. On pense que ces plaines unies résultent d'une activité volcanique qui les a noyées de grandes quantités de laves à faible viscosité. . NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	cette dépression, qui ne présente pas de rebord et qui n'est pas circulaire, se trouve sur l'une des marges intérieures de Caloris Basin. Il s'agit de l'évent d'un petit volcan explosif. Il est similaire à d'autres évents volcaniques de Mercure. Le peu de cratères surimposés montrent qu'il est relativement jeune. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	on pense que ce puit d'effondrement, dans le cratère Picasso, est un endroit où du magma souterrain a été évacué, amenant l'effondrement. De tels puits se voient aussi dans d'autres endroits de Mercure. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	une surface texturée, des pics, caractéristiques qui pourraient être dues à une ancienne activité volcanique ainsi que plusieurs failles se voient au centre du cratère Derain. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	on pense que la zone irrégulière (avec un pic central), de 30km (19 miles) de diamètre, au bas de l'image, est à relier à une activité volcanique de surface (en anglais "shallow volcanic activity") et qu'elle s'est formée lorsque du magma proche de la surface a disparu, faisant s'effondrer la surface. Ces cratères avec zone intérieure volcanique sont dit, en anglais, "pit-floor craters" ("cratères à plancher en puits"). NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	le cratère Lessing, dans le bas à gauche présente, au lieu d'un pic central (que l'on trouve dans les cratères importants de Mercure), il montre un puits central qui résulte probablement d'une activité volcanique. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	MESSENGER a découvert une nouvelle catégorie de dépressions (flèches jaunes). Certaines comportent des intérieurs brillants et des halos (flèches blanches). L'équipe de MESSENGER les a appelés des "hollows" ("creux" en anglais) de façon à les distinguer d'autres dépressions non-liées à un phénomène d'impact (ainsi des évents volcaniques ou des puits d'effondrement). L'origine des hollows n'est pas certaine: elle peut impliquer la perte de matériau volatile telle la sublimation de matériau exposé par l'impact créant un cratère. AAAS/Science
	les pics centraux du cratère Eminescu se dévoilent ici en haute résolution, révélant une vue remarquable de "hollows"! Certains ont fusionné en formations plus grandes. On voit également un bel horizon mercurien en toile de fond. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	on s'est rendu compte que les hollows devraient être un relief relativement commun de Mercure. Sur cette image, leurs murs accentués et leurs structures bien définies contrastent avec le terrain de fond, qui est plus uni. Cela indique qu'ils sont nettement plus jeunes que les environs et cela pourrait même laisser penser qu'ils se forment encore de nos jours. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Contraction et étirement de la croûte

MESSENGER a découvert des groupes inhabituels de crêtes et de failles sur Mercure, lesquelles sont des assemblages de formes tectoniques. A la différence des failles qui ne se forment que du fait de la contraction thermique de Mercure, ces terrains se relient à des déformations horizontales et des déformations du matériau de la croûte. La sonde a observé, par exemple dans les bassins mercuriens, des familles de failles de grande taille, ou "graben", entourés par des crêtes de contraction organisées en anneaux circulaires. Ces aspects du terrain sont également associés à des cratères fantômes, qui sont des cratères d'impact qui ont été envahis et enterrés par des flots de lave. Les fins dépôts volcaniques qui recouvrent le bord de ces cratères enterrés permettent de concentrer les forces de contraction, ce qui crée un anneau en crête révélant l'image du cratère. Le processus qui crée ces formes de relief combine l'éruption et l'accumulation rapide de flots de lave très fluides en des zones refroidies épaisses et le taux rapide de contraction de Mercure. Ce qui fait donc que ces structures ne s'observent que sur Mercure. De petites falaises associées à des creux de seulement quelques dizaines de mètres (yards) sont jeunes, d'un point de vue géologique, ce qui signifie que Mercure est encore, du fait qu'il se contracte, géologiquement actif. Une "grande" vallée, dans le bassin Rembrandt de l'hémisphère sud de Mercure (qui a été découverte en 2016) est une preuve de plus que Mercure subit un processus de "rétrécissement": le refroidissement de l'intérieur a fait que la seule couche de croûte s'est contractée et s'est courbée

	Beagle Rupes, la faille en arc que l'on voit sur l'image (prise en juillet 2011), est l'une des failles les plus élevées et les plus longues de Mercure. Elle déforme et tronque le cratère d'impact elliptique Sveinsdóttir que l'on voit en bas à gauche. On pense que Beagle Rupes et les autres failles de Mercure sont l'expression de surface de failles de poussée qui ont résulté du fait que la planète, en se refroidissant, s'est contractée. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	le grand bassin Rembrandt est sur la gauche. En contraste par rapport au matériau relativement plus sombre qui l'entoure, le cratère Amaral et ses rayons brillants se voit sur la droite. Le bassin Rembrandt présente un intérêt scientifique particulier du fait de sa grande taille, de sa jeunesse et de ses caractéristiques regardant ses phases d'expansion et de contraction. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington
	une portion du cratère Abedin (116km -73 miles- de diamètre) qui montre de nombreuses petites fractures; on pense qu'il s'agit de "graben", qui résultent de stress extensionnels lesquels peuvent avoir résulté du refroidissement et de la solidification soit du matériau fondu d'un impact soit de laves volcaniques. NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

L'exosphère

L'exosphère, tenue, de Mercure est générée et "entretenue" par l'interaction de l'environnement spatial avec la surface; certaines incohérences entre le volume de magnésium et de calcium pour la face cachée pourraient questionner l'idée que ces particules étaient décapées du sol sur le côté jour et envoyés à l'arrière par la pression du vent solaire. L'explication définitive de pourquoi le magnésium et le calcium dans l'exosphère sont en plus grande quantité sur le côté "aube" de Mercure tient à que ceci est dû à des impacts météoritiques plus élevés à cet endroit. De plus, le jour mercurien est long (58 jours terrestres) et expose la planète aux "météorites rétrogrades" qui orbitent autour du Soleil en sens contraire à celui des planètes

La magnétosphère

Les découvertes relatives à l'intérieur de Mercure ont fait évoluer les connaissances relative à la la génération du champ magnétique et de comment la planète a évolué thermiquement. Les données prises de l'orbite révèlent que le champ magnétique de Mercure est très décalé par rapport au Nord géographique, de 20% du rayon de la planète. Ce décalage, rapporté à la taille de Mercure, est plus important que pour toute autre planète du système solaire et cela représente une question pour les explications théoriques de la magnétosphère mercurienne. Cela signifie aussi que le champ magnétique devrait être, dans l'hémisphère sud, beaucoup plus faible qu'au Nord, avec une différence de de 3 fois et demi. D'où que les particules énergétiques, le vent solaire et les électrons à haute énergie doivent impacter préférentiellement au Sud et d'où une assymétrie des sources des particules de l'exosphère de Mercure ainsi que de la décoloration de la surface par ces particules chargées. Les astronomes ont également observé une concentration inexpliquée de calcium à l'aube à l'équateur, laquelle, de plus, semble persistente alors qu'un tel phénomène n'existe pas pour le magnésium, qui est cependant chimiquement semblable au calcium. Le sodium est le taux de ions le plus présent près des pôles et est vraisemblablement libéré par les ions du vent solaire dans un processus semblable à celui qui crée les aurores sur Terre. Un observateur qui se trouverait sur le côté dans la nuit de Mercure au bon moment de l'année verrait une faible lumière orange, la lumière de la queue mercurienne de sodium. L'hélium se rencontre aussi dans toute la magnétosphère et provient du Soleil via le vent solaire. La magnétosphère de Mercure est faible et ne fournit que peu de protection contre le vent solaire; aussi, une météo spatiale extrême doit-elle être continue sur cette surface qui est, dans le système solaire, la plus proche du Soleil. Des évènements énergétiques sont vus se dérouler avec une précision d'horloge dans la magnétosphère de Mercure (qui ressemble à la Terre). Ces évènements avaient été l'un des principales découvertes faites par la mission Mariner 10 et les scientifiques s'étaient étonnés que MESSENGER n'en ait détecté aucun au cours de ses trois passages précédents

	les lignes de la magnétosphère sont différentes au pôle nord et au pôle sud de la planète. NASA
	emplacement des évènements électrons énergétiques par rapport au champ magnétique de Mercure. NASA