Ein so kleiner und heißer Planet wie der Merkur hat keine Möglichkeit, eine nennenswerte Atmosphäre zu behalten, falls er jemals eine hatte. Zwar beträgt der Oberflächendruck des Merkur weniger als ein Billionstel des Drucks auf der Erde. Nichtsdestotrotz haben die Spuren von atmosphärischen Komponenten, die entdeckt wurden, Hinweise auf interessante planetarische Prozesse geliefert. Mariner 10 fand in der Nähe der Merkuroberfläche kleine Mengen an atomarem Helium und noch kleinere Mengen an atomarem Wasserstoff. Diese Atome stammen größtenteils aus dem Sonnenwind – dem Strom geladener Teilchen von der Sonne, der sich durch das Sonnensystem nach außen ausbreitet – und verbleiben in der Nähe der Merkuroberfläche für sehr kurze Zeit, vielleicht nur Stunden, bevor sie den Planeten verlassen. Mariner entdeckte auch atomaren Sauerstoff, der zusammen mit Natrium, Kalium und Kalzium, die später bei Teleskopbeobachtungen entdeckt wurden, wahrscheinlich aus dem Boden der Merkuroberfläche oder von einschlagenden Meteoroiden stammt und entweder durch die Einschläge oder durch den Beschuss mit Sonnenwindteilchen in die Atmosphäre geschleudert wird. Die atmosphärischen Gase neigen dazu, sich auf der Nachtseite des Merkurs anzusammeln, werden aber durch das brillante Sonnenlicht am Morgen aufgelöst.
Viele Atome in den Gesteinen der Merkuroberfläche und in seiner dünnen Atmosphäre werden ionisiert, wenn sie von energetischen Teilchen im Sonnenwind und in der Magnetosphäre des Merkur getroffen werden. Im Gegensatz zu Mariner 10 verfügte die Raumsonde Messenger über Instrumente, die Ionen messen konnten. Während des ersten Vorbeiflugs von Messenger am Merkur im Jahr 2008 wurden viele Ionen identifiziert, darunter die von Sauerstoff, Natrium, Magnesium, Kalium, Kalzium und Schwefel. Darüber hinaus kartierte ein anderes Instrument Merkurs langen, kometenhaften Schweif, der in den spektralen Emissionslinien von Natrium deutlich sichtbar ist.
Obwohl die gemessenen Häufigkeiten von Natrium und Kalium extrem gering sind – von Hunderten bis zu einigen Zehntausend Atomen pro Kubikzentimeter in der Nähe der Oberfläche – sind teleskopische Spektralinstrumente sehr empfindlich für diese beiden Elemente, und Astronomen können beobachten, wie sich dickere Flecken dieser Gase über Merkurs Scheibe und durch seine Nachbarschaft im All bewegen. Woher diese Gase kommen und wohin sie gehen, war bis in die frühen 1990er Jahre eher von theoretischer als von praktischer Bedeutung. Damals entdeckte das erdgebundene Radar die bemerkenswerte Entdeckung von Flecken aus stark radarreflektierendem Material an den Polen. Messenger beobachtete später, dass diese Flecken aus Wassereis bestanden. Trotz der Nähe des Merkurs zur Sonne konnte das Wassereis überleben, indem es von einer isolierenden Schicht aus dunklem organischem Material in den permanent beschatteten Regionen der tiefen polnahen Krater bedeckt war.
Mit freundlicher Genehmigung von John Harmon, Arecibo Observatory
Die Idee, dass der sonnennächste Planet bedeutende Ablagerungen von Wassereis beherbergen könnte, schien ursprünglich bizarr. Doch der Merkur hat im Laufe seiner Geschichte Wasser angesammelt, höchstwahrscheinlich durch Einschläge von Kometen und Asteroiden. Wassereis auf Merkurs brodelnder Oberfläche wird sofort zu Dampf (sublimiert), und die einzelnen Wassermoleküle hüpfen in zufälligen Richtungen entlang ballistischer Flugbahnen. Die Wahrscheinlichkeit, dass ein Wassermolekül auf ein anderes Atom in der Merkuratmosphäre trifft, ist sehr gering, obwohl es eine gewisse Chance gibt, dass es durch das helle Sonnenlicht dissoziiert wird. Berechnungen legen nahe, dass nach vielen Sprüngen vielleicht 1 von 10 Wassermolekülen schließlich in einer tiefen polaren Depression landet. Da die Rotationsachse des Merkurs im Wesentlichen senkrecht zur Ebene seiner Umlaufbahn steht, ist das Sonnenlicht an den Polen immer nahezu horizontal. Unter diesen Bedingungen bleiben die Böden der tiefen Depressionen im permanenten Schatten und bilden Kältefallen, die Wassermoleküle für Millionen oder Milliarden von Jahren festhalten. Nach und nach bildet sich ein polares Eisvorkommen. Die Anfälligkeit des Eises, langsam zu sublimieren – z.B. durch die geringe Wärme des Sonnenlichts, das von entfernten Bergen oder Kraterrändern reflektiert wird – ist geringer, weil es von einer isolierenden, etwa 10-20 cm dicken Trümmerschicht, dem Regolith, bedeckt ist, die aus organischen Verbindungen besteht, die ebenfalls durch Kometen- und Asteroideneinschläge auf den Merkur gelangten.