Sa trajectoire apparente dans le ciel rend son observation depuis la Terre extrêmement difficile : Mercure ne s’écarte jamais de plus de 28° du Soleil et la meilleure résolution télescopique ne dépasse pas 700 kilomètres. L’essentiel de nos connaissances vient des résultats de la mission américaine Mariner-10. Cette sonde, qui a survolé Mercure à trois reprises, en mars et septembre 1974 et en mars 1975, a permis de préciser considérablement les paramètres physiques et orbitaux de la planète, paramètres qui n’étaient qu’approximativement connus par les études astronomiques.
        Ses paramètres orbitaux font de Mercure une planète remarquable dans le système solaire : l’orbite est fortement elliptique, son plan est très incliné par rapport à l’écliptique (seul Pluton possède une orbite aussi elliptique et aussi inclinée) ; par ailleurs, la période de rotation sidérale de Mercure sur lui-même (58,646 jours) est exactement égale aux deux tiers de sa période de révolution sidérale autour du Soleil (87,97 jours). Cette commensurabilité entre rotation et révolution dans le rapport 2/3 est due au freinage de la rotation de Mercure sur lui-même par les marées solaires.
        Mariner-10 a aussi mesuré avec précision la pression au sol (10-12 atmosphère, soit 10-9 hectopascal) ainsi que les températures diurne (430°C) et nocturne (170°C). La forte densité de Mercure indique que la proportion de fer (par rapport aux silicates) est très importante. Si la planète est différenciée, cela correspond à un noyau ferreux de 1 830 kilomètres de rayon, pour un manteau silicaté ayant seulement 610 kilomètres d’épaisseur.
        Aucune autre donnée géophysique ou orbitographique n’apporte de précision supplémentaire sur la structure interne. Les principaux renseignements géologiques concernant Mercure ont été acquis par les caméras de télévision de Mariner-10. Celles-ci ont fourni une couverture photographique de 40% de la surface de la planète, avec une résolution moyenne de 2 kilomètres ; ponctuellement, la résolution a atteint 200 mètres.

L’étude morphologique des cratères révèle, malgré la variabilité des formes, une grande unité.

     Le bassin Caloris, la plus grande formation d’impact sur Mercure, d’un diamètre de 1 300 kilomètres, est le trait morphologique dominant de la planète. On n’en connaît pourtant que la moitié orientale, l’autre moitié étant plongée dans la nuit lors des passages de Mariner-10. Son rempart de montagnes et sa couronne d’éjecta lui donnent la morphologie typique des grands bassins d’impact, mais ses structures intérieures éventuelles (anneaux concentriques) sont totalement masquées par les plaines lisses qui le remplissent complètement. Ces mêmes plaines lisses recouvrent d’ailleurs partiellement les éjecta et forment une vaste couronne autour du bassin. Une comparaison du nombre de cratères entre ces plaines et les éjecta de Caloris indique qu’elles sont quasi contemporaines de l’impact (ou à peine postérieures à celui-ci).

     De plus, il faut noter que 80% des plaines lisses de Mercure sont situées à l’intérieur du bassin ou bien sur et autour de ses éjecta, et forment un affleurement relativement continu. Les plaines lisses éloignées de Caloris (et qui n’en représentent que 20%) sont en revanche très dispersées et constituent de petits affleurements remplissant des dépressions locales. Il semble donc y avoir une relation géographique et chronologique, donc probablement génétique, entre la brève recrudescence du volcanisme ayant donné naissance aux plaines lisses et le gigantesque impact qui a formé le bassin Caloris. La situation est très différente sur la Lune, où le maximum de la surface visible des mers lunaires a été émis 400 millions d’années après les plus grands impacts.

     L’origine de ce volcanisme mercurien est à rechercher dans les phénomènes de décompression ayant suivi l’impact. La cavité transitoire de Caloris devait avoir à peu près 130 kilomètres de profondeur, ce qui a mis le manteau à nu. Juste après l’impact, les mouvements de réajustement qui ont comblé la cavité ont fait remonter le fond du bassin jusqu’à ce que ce dernier rejoigne à peu près le "géoïde" de Mercure. Cette mise à nu et cette remontée de 130 kilomètres correspondent à une diminution de pression de 1500 mégapascals environ. Cette décompression, à laquelle on peut ajouter la "faible" énergie cinétique apportée par l’impact, est probablement à l’origine de la fusion partielle du manteau ayant entraîné la brève recrudescence du magmatisme. Un tel magmatisme contemporain de l’impact a peut-être existé sur la Lune, mais il a été recouvert ultérieurement par la majorité du basalte des mers, dont l’origine doit être recherchée dans une fusion du manteau par la chaleur dégagée par des désintégrations radioactives.

     Il existe sur Mercure de nombreux "linéaments", c’est-à-dire des éléments morphologiques rectilignes : vallées, rides, escarpements, sillons, chaînes de cratères, parties rectilignes de piton central ou de lèvre dans certains cratères, etc. Ces éléments rectilignes sont d’origines très variées ; localement, leur disposition ne montre pas de cohérence manifeste.

     Une des originalités géologiques de Mercure est constituée par de longues falaises appelées escarpements lobés ou arqués. Ces falaises, de 500 à 3 000 mètres de hauteur et de 50 à 500 kilomètres de longueur, sont présentes sur toute la surface de la planète, surtout sur les plaines intercratères mais également parfois sur les plaines lisses. Elles traversent souvent des cratères et, dans deux cas, modifient leurs dimensions de façon décelable malgré la faible résolution des photographies : le diamètre du cratère mesuré perpendiculairement à la falaise peut être inférieur de 15 kilomètres au diamètre mesuré parallèlement à la falaise. Ce phénomène de raccourcissement et la morphologie des falaises conduisent à interpréter les escarpements lobés comme des failles compressives et des chevauchements. On ne connaît pas de figures extensives datant de la même époque.
Ces structures seraient la conséquence d’une diminution du rayon de la planète due à son refroidissement, à cause, en particulier, de son très important noyau de fer. La diminution de la superficie de l’ensemble de Mercure a été estimée en mesurant le raccourcissement moyen de chaque accident et en le multipliant par la longueur totale de tous les escarpements. Elle correspond à une diminution du rayon de 2 kilomètres, c’est-à-dire légèrement inférieure à 0,2%. Cette contraction liée au refroidissement de la planète est tout à fait compatible avec le très net ralentissement du volcanisme observé.

     La disposition des escarpements lobés est assez remarquable car elle correspond à peu près à celle des structures compressives orientées radialement au bassin Caloris. La formation de ces escarpements lobés ne peut donc pas être due uniquement à une contraction isotrope de la planète, mais semble avoir été, d’une façon ou d’une autre, influencée par le bassin Caloris.

     Sur la Lune, un dispositif qui n’est pas sans similitude avec celui de Mercure a été remarqué en 1976. En effet, les grabens lunaires sont majoritairement orientés radialement au bassin Imbrium, le plus grand bassin d’impact lunaire, d’un diamètre de 1 100 kilomètres. Cet "effet Imbrium" sur l’orientation des grabens se retrouve sur plus de la moitié de la Lune. Il semble donc que les grands impacts aient un effet tectonique à longue distance sur certaines planètes.

        Il ne faut pas oublier que ces conclusions ont été tirées de photographies dont la résolution moyenne est de 2 kilomètres et qui ne couvrent que 40% de la planète. Si Mariner-10 avait survolé Mercure trois semaines plus tôt, le bassin Caloris, entièrement caché dans la nuit, ne serait pas connu, et les conclusions que l’on tirerait sur Mercure seraient très différentes de celles qui ont été proposées. Il faut noter toutefois que les observations radars de Mercure depuis la Terre montrent que la face non connue ne semble pas contenir de bassin de dimension comparable au bassin Caloris, et possède une signature radar comparable à celle de la face connue (des observations radars menées en 1991 et en 1992 ont cependant révélé, au voisinage des pôles, deux zones très réfléchissantes, que certains chercheurs ont expliquées par la présence de glace d’eau dans des fonds de cratères perpétuellement dans l’ombre ; cette interprétation demeure controversée). Il est regrettable que Mercure soit l’unique planète proche à n’avoir été survolée que par une seule sonde.