thumb|upright=1.5|Sammenligning af Merkurs og Jordens størrelse. Merkur er planeten tættest på Solen og den mindste planet i Solsystemet,Pluto blev før betragtet som den mindste, men blev i 2006 omklassificeret til en dværgplanet. med en omløbstid om Solen på 87,969 dage. Merkurs kredsløb har den største excentricitet af alle Solsystemets planeter og den mindste aksehældning. Planeten roterer tre gange om sin akse, for hver gang den laver to omløb om Solen. Merkurbanens perihelium præcesserer omkring Solen med en størrelse, der er større end 43 buesekunder per århundrede; et fænomen, der blev forklaret i det 20. århundrede af Albert Einsteins Generelle relativitetsteori. Merkur er klar set fra Jorden, varierende i tilsyneladende størrelsesklasse fra −2,0 til 5,5, men den er ikke let at se, da den største vinkelafvigelse fra Solen kun er 28,3°. Da Merkur overstråles af Solens lys, kan den normalt kun ses i morgen- og aftenskumringen, medmindre der er solformørkelse.
Forholdsvist lidt er kendt omkring Merkur; jordbaserede teleskoper afslører kun en oplyst 'halvmåne' med begrænsede detaljer. Den første af to rumfartøjer, der har besøgt planeten var Mariner 10, der kun kortlagde omkring 45 % af planetens overflade fra 1974 til 1975. Den anden er MESSENGER, der kortlagde yderligere 30 % under sin første forbiflyvning d. 14. januar 2008. MESSENGER foretog to andre forbiflyvninger i henholdsvis oktober 2008 og september 2009, hvorefter den i 2011 gik i kredsløb og kortlagde hele planeten og foretog en lang række observationer af planeten frem til 2015.
Merkur ligner Månen: der er kraterfyldte områder og plane sletter, den har ingen måner og ingen atmosfære af betydning.
I modsætning til Månen har den dog en stor jernkerne, der frembringer et magnetfelt med en styrke på ca. 1 % af Jordens magnetfelt. Det er en usædvanlig tæt planet, da dens kerne er stor i forhold til hele planetens størrelse. Overfladetemperaturerne varierer fra 100 til (−173 °C til 427 °C), idet punkterne nærmest ækvator er de varmeste og bunden af kraterne nær polerne er de koldeste.
De ældste optegnede observationer af Merkur dateres tilbage til det første årtusinde f.Kr. Før det 4. århundrede f.Kr. troede de græske astronomer at planeten var to adskilte objekter: ét der kun var synligt ved solopgang, som de kaldte Apollon, og ét der kun var synligt ved solnedgang, som de kaldte Hermes. Det danske navn for planeten kommer fra det gamle Rom, som opkaldte den efter den romerske gud Merkur, som de ligestillede med den græske Hermes. Det astrologiske symbol for Merkur er en stiliseret version af Hermes' stav.
Intern opbygning Merkur er den ene af fire stenplaneter i Solsystemet og er et klippefyldt legeme som Jorden. Det er den mindste planet i Solsystemet, med en ækvatorradius på 2.439,7 km.
Merkur er endda mindre — men mere massiv — end de største måner i Solsystemet: Ganymedes og Titan. Merkur består af omkring 70 % metallisk og 30 % silikat-materiale. Merkurs massefylde er den næststørste i Solsystemet med 5,427 g/cm³, kun lidt mindre end Jordens gennemsnitsdensitet 5,515 g/cm³.
Merkurs densitet kan bruges til at udlede detaljer omkring dens indre struktur. Mens Jordens densitet for en stor dels vedkommende skyldes gravitationel sammentrykning, specielt i kernen, er Merkur på grund af dens mindre størrelse meget mindre sammenpresset. Derfor må dens kerne være relativt stor og være rig på jern for at Merkurs gennemsnitsdensitet kan blive så høj.
thumb|left|1. skorpe—100–300 km tyk 2. kappe—600 km tyk 3. kerne—1.800 km radius
Geologer anslår at Merkurs kerne udgør omkring 42 % af dens volumen; for Jorden er denne andel 17 %. Nylig forskning tyder stærkt på, at Merkur har en flydende kerne. Omkring kernen er en 500–700 km kappe bestående af silikater.Gallant, R. 1986. The National Geographic Picture Atlas of Our Universe. National Geographic Society, 2nd edition. Baseret på data fra Mariner 10-missionen og jordbaserede observationer, antages det, at Merkurs skorpe er 100–300 km tyk. En karakteristisk egenskab ved Merkurs overflade er tilstedeværelsen af mange smalle højdedrag, hvoraf nogle strækker sig flere hundrede kilometer. Det antages at disse blev formet da Merkurs kerne og kappe afkøledes på et tidspunkt, da skorpen allerede var størknet.
Merkurs kerne har et højere jernindhold end nogen af de andre klippeplaneter i Solsystemet, og adskillige teorier er blevet foreslået til at forklare dette. Den bredest accepterede teori er at Merkur oprindeligt havde et metal-silikat forhold der svarede til almindelige chondrit-meteoritter, der antages at være typiske for Solsystemets klippeholdige stof, og dens masse var omkring 2,25 gange dens nuværende masse. Imidlertid kan Merkur være blevet ramt af en planetesimal tidligt i Solsystemets historie. Sammenstødet ville have fjernet det meste af den oprindelige kappe og skorpe og have efterladt kernen som en relativt stor del af det tilbageværende. En tilsvarende proces er blevet foreslået til at forklare dannelsen af Jordens måne (se Det gigantiske sammenstød).
Alternativt kan Merkur være blevet formet fra urtågen før Solens energioutput var stabiliseret. Planeten ville oprindeligt have haft den dobbelte af den nuværende masse, men efterhånden som protosolen trak sig sammen, kunne temperaturerne nær Merkur have været mellem 2.500 and 3.500 K (Celsius er omkring 273 grader mindre), og måske så høje som 10.000 K. Meget af Merkurs overflade kunne være blevet fordampet ved sådanne temperaturer, idet der dannedes en atmosfære af fordampet klippe, der kunne være blevet ført bort af solvinden.
En tredje hypotese foreslår at urtågen forårsagede friktionsmodstand på partiklerne, som Merkur var ved at dannes fra, hvilket så medførte at lettere partikler gik tabt fra det materiale der var ved at samles. Hver af disse hypoteser forudsiger en forskellig overfladesammensætning, og de to rummissioner MESSENGER og BepiColombo har begge som delmål at teste disse hypoteser.
Overfladegeologi thumb|left|Første højopløsningsbillede af Merkur sendt fra MESSENGER (i falske farver) thumb|Billede fra MESSENGER's anden forbiflyvning. Kuiperkrateret er lige under midten. Et omfattende strålesystem udstråler fra krateret nær toppen.
Merkurs overflade er overalt meget lig Månen i sin fremtræden: der findes udstrakte mare-lignende sletter og kraftig kraterdannelse, hvilket indikerer at planeten har været geologisk inaktiv i milliarder af år. Da vores viden om Merkurs geologi har været baseret på Mariners forbiflyvning i 1975 og jordbaserede observationer, er det den jordlignende planet man ved mindst om. Efterhånden som data fra den nylige MESSENGER-forbiflyvning bliver behandlet vil denne viden forøges. F.eks. har man fundet et usædvanligt krater med udstrålende slugter, som kaldes "edderkoppen".
Nogle områder af Merkur skiller sig ud ved at have en udpræget anderledes refleksion (albedo), som det kan ses ved observationer i kikkerter. Merkur har dorsa (også kaldet "wrinkle-ridges"), månelignende højlande, montes (bjerge), planitiae (sletter), rupes (klinter) og vallis (dale).
Merkur blev oprindeligt bombarderet med kometer og asteroider under og kort efter sin dannelse 4,6 milliarder år siden og muligvis også i en senere periode kaldet Late Heavy Bombardment, der sluttede for 3,8 milliarder år siden. I denne periode af intens kraterdannelse var der nedslag over hele planeten, hjulpet på vej af manglen på en atmosfære til at nedbremse objekterne. Dengang var planeten vulkansk aktiv; sletter som Calorisbassinet blev fyldt med magma fra planetens indre, hvilket skabte plane sletter, der ligner månehavene.
Data fra Messengers forbiflyvning i oktober 2008 gav forskere en større forståelse for Merkurs knudrede overfladestruktur.
Merkurs overflade er mere uensartet end både Mars og Månen, der begge har en lignende geologi med sletter og bjerge.Jefferson Morris, "Laser Altimetry", Aviation Week & Space Technology Vol 169 No 18, 10 Nov. 2008, p. 18: "Mercury's crust is more analogous to a marbled cake than a layered cake."
Nedslagsbassiner og kratere thumb|Calorisbassinet på Merkur er en af de største nedslagsdannelser i solsystemet.
Kratere på Merkur varierer i størrelse fra små skålformede hulheder til multiringsbassiner, der er flere hundrede kilometer i diameter. De findes i alle tilstande, fra relativt nye kratere til meget nedbrudte kraterfragmenter. Merkuriske kratere adskiller sig fra månekratere derved at det område, der er dækket af det udslyngede materiale er meget mindre, grundet Merkurs stærkere tyngdekraft.
De største kendte kratere er Calorisbassinet, med en diameter på 1.550 km, og Skinakasbassinet med en yderringsdiameter på 2.300 km. Nedslaget der skabte Calorisbassinet, var så kraftigt, at det forårsagede lavaudbrud og efterlod en koncentrisk ring over 2 km høj, der omgiver nedslagskrateret. Antipodalt til Calorisbassinet er der et stort område med et usædvanligt bakket terræn, kendt som "det underlige terræn". En hypotese for dets dannelse er at chokbølger fra Caloris-nedslaget vandrede rundt om planeten og samledes antipodalt (på den modsatte side). De resulterende høje spændinger brød overfladen op. Alternativt er det blevet foreslået at terrænet blev formet som et resultat af sammenfald af adskilte nedslag ved dette bassins antipode.
Samlet set er der 15 nedslagsbassiner, der er blevet identificeret på den fotograferede del af Merkur. Et bemærkelsesværdigt bassin er det 400 km brede, multiringede Tolstojbassin, der har en rand af udslynget materiale der udstrækker sig 500 km fra dets kant og dens bund er blevet fyldt med jævnt slettemateriale. Beethovenbassinet har en rand af samme størrelse og en kraterkant der er 25 km i diameter. Som på Månen, har overfladen på Merkur oplevet effekterne af erosion af solvinden og mikrometeoroider.
Sletter thumb|left|Det såkaldte “Mærkelige terræn” blev formentligt formet af Caloris-nedslaget ved dets antipodale punkt.
Der er to geologisk adskilte områder på Merkur. name=Spudis01 Roligt rullende, bakkede sletter i områderne mellem kraterne er Merkurs ældste synlige overflade, som dateres før kraterne. Disse sletter mellem kraterne ser ud til at have opslugt mange tidligere kratere og viser en generel mangel på kratere under ca. 30 km i diameter. Det er ikke klart hvorvidt de er af vulkansk oprindelse eller skyldes nedslag. Interkrater-sletterne er fordelt nogenlunde jævnt over hele overfladen.
Jævne sletter er vidtstrakte flade områder som fylder fordybninger af forskellig størrelse og har en stærk lighed med månehavene. Bemærkelsesværdig fylder der en bred ring rundt om Calorisbassinet. I modsætning til månehave, har de jævne sletter på Merkur den samme albedo som de ældre sletter mellem kraterne. På trods af manglen på entydige vulkanske træk, er beliggenheden og den afrundede, lobate form af disse sletter en stærk indikator for vulkansk oprindelse. Alle de jævne sletter på Merkur er formet væsentligt senere end Calorisbassinet, som det ses af den betydeligt mindre kratertæthed sammenlignet med tætheden på Caloris-kraterets rand. Bunden af Calorisbassinet er fyldt med en geologisk forskellig flad slette, der er brudt af kløfter og sprækker i polygone mønstre. Det er ikke klart hvorvidt de er vulkanske lavastrømme udløst ved nedslaget, eller et stort stykke af smeltet nedslagsmateriale.
Et usædvanligt træk ved planetens overflade er de talrige kompressionsfolder, der ligger på kryds og tværs af sletterne. Da planetens indre afkøledes, kan den have trukket sig sammen hvorved overfladen så blev deformeret og folderne blev skabt. Folderne kan ses på toppen af andre træk som kratere og glatte sletter, hvilket indikerer at folderne er af nyere oprindelse.
Merkurs overflade deformeres af en betydelig tidevandsbølge forårsaget af Solen—Solens tidevandskræfter på Merkur er ca. 17 gange stærkere end Månens på Jorden.
Overfladebetingelser og "atmosfære" (exosfære) thumb|Radar billede af Merkurs nordpol