太阳系/水星
水星是最小的行星，也是离太阳最近的行星。它的直径仅为 4879.4 公里（地球的 38%），比太阳系中最大的两颗行星卫星——木星的木卫三和土星的土卫六还要小。水星没有卫星。水星和金星是唯一两颗赤道半径和极半径相同的行星：它没有扁率。水星是四颗类地行星（拥有固体表面的行星）之一。如果你站在水星上，你的体重只有在地球上的 38%。
水星绕太阳运行一周需要 87.97 个地球日，轨道偏心率为 0.21——远大于其他任何行星。由于这种偏心率，该行星在近日点（最靠近太阳的点）附近移动的速度明显快于远日点（最远离太阳的点）附近。水星与太阳之间的距离在其椭圆轨道上变化，近日点为 0.31 AU（地球-太阳距离），远日点为 0.47 AU，整个轨道的平均距离为 0.39 AU。
水星是唯一一颗几乎没有轴倾角的行星——它的倾角为 0.00°。它相对于遥远恒星以顺行方向（其绕太阳轨道的方向）绕其轴自转一周需要 58.65 个地球日。由于其轨道周期与其自转周期没有显著差异（几乎正好是 1.5 倍），水星是唯一一颗太阳日（从正午到正午）持续时间超过一个当地年的行星——具体来说，一个太阳日几乎恰好持续两个太阳轨道。此外，高度椭圆的轨道导致行星在轨道运行过程中加速和减速，再加上自转周期和轨道周期的相似性，导致当行星靠近近日点时，太阳在天空中的方向暂时逆转。这是因为在近日点附近，行星绕太阳运行的速度实际上快于其自转速度。水星是唯一一颗发生这种情况的行星，在该行星的某些地方（近日点发生在日出时），太阳暂时升起（在东方），然后逆转方向并在东方暂时落下，然后最终升起，而在其他地方（近日点发生在日落时），太阳暂时落下（在西方），然后逆转方向并在西方暂时升起，然后最终落下。
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水星的平均表面温度为 442.5 K，[3] 但由于没有大气和赤道与两极之间存在陡峭的温度梯度，其温度范围在 100 K 到 700 K 之间。[44] 在近日点，日照点温度达到约 700 K，然后在远日点下降到 550 K。[45] 在行星的黑暗面，平均温度为 110 K。[46] 水星表面上的阳光强度介于太阳常数（1,370 W·m−2）的 4.59 倍和 10.61 倍之间。[47]
尽管水星表面的温度通常极高，但观测结果强烈表明水星的两极存在冰。两极深坑的底部永远不会暴露在阳光直射下，那里的温度保持在 102 K 以下；远低于全球平均水平。[48] 水冰能强烈反射雷达，20 世纪 90 年代初，70 米金石天文台和 VLA 的观测结果表明，两极附近存在一些雷达反射率很高的斑块。[49] 虽然冰不是这些反射区域的唯一可能原因，但天文学家认为这是最有可能的原因。[50]
据信这些冰层区域含有约 1014–1015 千克的冰，[51] 并且可能覆盖着一层可以抑制升华的 regolith。[52] 相比之下，地球上的南极冰盖的质量约为 4 × 1018 千克，火星的南极冰盖含有约 1016 千克的水。[51] 水星上冰的来源尚不清楚，但最有可能的两个来源是行星内部的水汽释放或彗星撞击沉积。[51]
水星太小了，它的引力无法长期留住任何重要的大气；然而，它确实有一个“稀薄的表面限定外逸层”，[53] 包含氢、氦、氧、钠、钙、钾等。这个外逸层不稳定——原子不断地从各种来源丢失和补充。氢和氦原子可能来自太阳风，它们扩散到水星的磁层中，然后再次逃逸到太空中。水星地壳中元素的放射性衰变是氦、钠和钾的另一个来源。信使号探测器发现了高比例的钙、氦、氢氧根、镁、氧、钾、硅和钠。存在水蒸气，由以下几种过程释放：彗星撞击其表面，溅射使太阳风中的氢与岩石中的氧结合形成水，以及永久阴影极地陨石坑中的水冰储层升华。检测到大量的水相关离子，如 O+、OH- 和 H2O+，是一个惊喜。[54][55] 由于在水星太空环境中检测到的这些离子的数量，科学家推测这些分子是被太阳风从表面或外逸层中吹出来的。[56][57]
钠、钾和钙在大气中是在 1980-1990 年代发现的，据信主要是由于微陨石撞击表面岩石而蒸发。[58] 2008 年，信使号探测器发现了镁。[59] 研究表明，有时，钠排放集中在与行星磁极相对应的点上。这表明磁层与行星表面之间存在相互作用。[60]
水星是太阳系中四颗类地行星之一，它是一个像地球一样的岩石天体。它是太阳系中最小的行星，赤道半径为 2,439.7 公里。[3] 水星甚至比太阳系中最大的天然卫星木卫三和土卫六还要小——尽管质量更大。水星约由 70% 的金属和 30% 的硅酸盐物质组成。[14] 水星的密度是太阳系中第二高的，为 5.427 g/cm³，仅略低于地球的密度 5.515 g/cm³。[3] 如果考虑到引力压缩的影响，水星的构成物质密度会更高，未压缩密度为 5.3 g/cm³，而地球的密度为 4.4 g/cm³。[15]
水星的密度可以用来推断其内部结构的细节。虽然地球的高密度主要来自引力压缩，特别是在地核处，但水星要小得多，其内部区域的压缩程度远不及地球。因此，为了获得如此高的密度，它的地核必须很大且富含铁。[16]
- 地壳——厚度 100-300 公里
- 地幔——厚度 600 公里
- 地核——半径 1,800 公里
地质学家估计，水星的地核占据了其体积的约 42%；对于地球来说，这一比例为 17%。最近的研究强烈表明水星有一个熔融地核。[17][18] 地核周围是 500-700 公里厚的地幔，由硅酸盐组成。[19][20] 根据水手 10 号任务和地球观测数据，水星的地壳被认为厚度为 100-300 公里。[21] 水星表面的一大特点是存在着许多狭窄的山脊，这些山脊可以延伸数百公里。据信，这些山脊是在水星的地核和地幔冷却和收缩时形成的，当时地壳已经固化。[22]
水星的地核的铁含量高于太阳系中任何其他主要行星的地核，为了解释这一点，已经提出了几种理论。最被广泛接受的理论是，水星最初的金属-硅酸盐比例与常见的球粒陨石相似，球粒陨石被认为是太阳系岩石物质的典型代表，其质量大约是其目前质量的 2.25 倍。[23] 然而，在太阳系的早期历史中，水星可能被一颗质量约为其 1/6，跨度数百公里的微行星撞击。[23] 撞击可能剥夺了大部分原始地壳和地幔，留下了地核作为相对主要的组成部分。[23] 类似的过程已经被提出来解释地球月球的形成（参见巨大撞击理论）。[23]
或者，水星可能是在太阳能量输出稳定之前从太阳星云中形成的。这颗行星最初的质量可能是现在质量的两倍，但随着原太阳收缩，水星附近的温度可能在 2,500 到 3,500 K 之间（摄氏温度约低 273 度），甚至可能高达 10,000 K。[24] 在如此高的温度下，水星表面上的大部分岩石可能蒸发，形成“岩石蒸汽”大气，这些蒸汽可能被太阳风带走。[24]
第三种假设提出，太阳星云对水星积聚的粒子造成了阻力，这意味着较轻的粒子从积聚的物质中丢失了。[25] 每个假设都预测了不同的表面成分，即将进行的两项太空任务，信使号和贝皮科伦坡号，都旨在进行观测以检验这些假设。[26][27]
第一个访问水星的航天器是美国宇航局的水手10号（1974-75）。[12]该航天器利用金星的重力调整其轨道速度，使其能够接近水星，这使其成为第一个使用这种重力“弹弓”效应的航天器，也是第一个访问多个行星的美国宇航局任务。[120]水手10号提供了水星表面第一张特写图像，这些图像立即显示了其布满陨石坑的性质，并揭示了许多其他类型的地质特征，例如巨大的悬崖，后来被认为是行星在铁核冷却时略微收缩的影响。[123]不幸的是，由于水手10号轨道周期的长度，每次水手10号近距离飞掠时，行星的同一侧都被照亮。这使得对行星两侧的观测成为不可能，[124]并导致仅绘制了不到45%的行星表面。[125]
1974年3月27日，在水手10号首次飞掠水星前两天，该航天器的仪器开始在水星附近记录大量意想不到的紫外辐射。这导致了对水星卫星的初步识别。不久之后，过量紫外辐射的来源被确定为31 Crateris星，而水星卫星则作为脚注被载入了天文学史册。
该航天器三次近距离飞掠水星，最近一次距离地表327公里。[126]在第一次近距离飞掠时，仪器探测到一个磁场，这令行星地质学家大吃一惊——水星的自转速度预计过慢，无法产生明显的动力效应。第二次近距离飞掠主要用于成像，但在第三次飞掠中，获得了大量磁场数据。数据显示，这颗行星的磁场与地球的磁场非常相似，它可以使太阳风绕过行星。然而，水星磁场的起源仍然是几种竞争理论的主题。[127]
1975年3月24日，在最后一次近距离飞掠后的仅仅八天，水手10号燃料耗尽。由于无法再准确控制其轨道，任务控制人员指示探测器关闭。[128]水手10号据信仍在围绕太阳运行，每隔几个月就会经过水星附近。[129]