Une planète aussi petite et aussi chaude que Mercure n’a aucune possibilité de conserver une atmosphère significative, si elle en a jamais eu une. Certes, la pression à la surface de Mercure est inférieure à un trillionième de celle de la Terre. Néanmoins, les traces de composants atmosphériques qui ont été détectées ont fourni des indices sur des processus planétaires intéressants. Mariner 10 a trouvé de petites quantités d’hélium atomique et des quantités encore plus petites d’hydrogène atomique près de la surface de Mercure. Ces atomes proviennent principalement du vent solaire – le flux de particules chargées du Soleil qui s’étend vers l’extérieur à travers le système solaire – et restent près de la surface de Mercure pendant de très courtes périodes, peut-être seulement quelques heures, avant de s’échapper de la planète. Mariner a également détecté de l’oxygène atomique qui, avec le sodium, le potassium et le calcium, découverts ultérieurement dans des observations télescopiques, provient probablement des sols de la surface de Mercure ou des météoroïdes qui entrent en collision et sont éjectés dans l’atmosphère soit par les impacts, soit par le bombardement des particules du vent solaire. Les gaz atmosphériques ont tendance à s’accumuler sur la face nocturne de Mercure mais sont dissipés par la brillante lumière solaire du matin.
De nombreux atomes dans les roches de surface de Mercure et dans son atmosphère ténue deviennent ionisés lorsqu’ils sont frappés par des particules énergétiques dans le vent solaire et dans la magnétosphère de Mercure. Contrairement à Mariner 10, le vaisseau spatial Messenger était équipé d’instruments capables de mesurer les ions. Lors du premier survol de Mercure par Messenger en 2008, de nombreux ions ont été identifiés, notamment ceux de l’oxygène, du sodium, du magnésium, du potassium, du calcium et du soufre. En outre, un autre instrument a cartographié la longue queue de Mercure, semblable à une comète, qui est bien visible dans les lignes d’émission spectrale du sodium.
Bien que les abondances mesurées du sodium et du potassium soient extrêmement faibles – de quelques centaines à quelques dizaines de milliers d’atomes par centimètre cube près de la surface – les instruments spectraux télescopiques sont très sensibles à ces deux éléments, et les astronomes peuvent observer des plaques plus épaisses de ces gaz se déplacer à travers le disque de Mercure et dans son voisinage dans l’espace. Jusqu’au début des années 1990, l’origine et la destination de ces gaz revêtaient une importance théorique plutôt que pratique. À cette époque, les radars terrestres ont fait la remarquable découverte de taches de matériaux hautement réfléchissants aux pôles. Messenger a observé plus tard que ces taches étaient constituées de glace d’eau. Malgré la proximité de Mercure avec le Soleil, la glace d’eau a pu survivre en étant recouverte d’une couche isolante de matière organique sombre dans les régions ombragées en permanence des profonds cratères proches des pôles.
Avec l’aimable autorisation de John Harmon, Observatoire Arecibo
L’idée que la planète la plus proche du Soleil puisse abriter d’importants dépôts de glace d’eau semblait à l’origine bizarre. Pourtant, Mercure a accumulé de l’eau au cours de son histoire, très probablement à la suite de l’impact de comètes et d’astéroïdes. La glace d’eau sur la surface brûlante de Mercure se transformera immédiatement en vapeur (sublime), et les molécules d’eau individuelles sauteront, dans des directions aléatoires, le long de trajectoires balistiques. Il est très peu probable qu’une molécule d’eau heurte un autre atome dans l’atmosphère de Mercure, bien qu’il y ait une certaine chance qu’elle soit dissociée par la lumière vive du soleil. Les calculs suggèrent qu’après de nombreux sauts, peut-être une molécule d’eau sur dix finit par atterrir dans une profonde dépression polaire. Comme l’axe de rotation de Mercure est essentiellement perpendiculaire au plan de son orbite, la lumière du soleil est toujours presque horizontale aux pôles. Dans ces conditions, le fond des dépressions profondes reste dans une ombre permanente et constitue un piège froid qui retient les molécules d’eau pendant des millions ou des milliards d’années. Petit à petit, un dépôt de glace polaire se forme. La susceptibilité de la glace à se sublimer lentement – par exemple, à cause de la légère chaleur de la lumière solaire réfléchie par des montagnes ou des bords de cratères éloignés – est réduite parce qu’elle est masquée par une couche de débris isolants, ou régolithe, d’environ 10 à 20 cm d’épaisseur, composée de composés organiques qui sont également arrivés sur Mercure lors d’impacts cométaires et astéroïdaux.