Le volcan Olympus Mons est probablement le volcan extraterrestre le plus connu. Au cours de la dernière décennie, une sélection sans précédent d’images à haute résolution avec une résolution spatiale allant jusqu’à 25 cm/pixel a été collectée, et ces images permettent maintenant une analyse morphologique détaillée de l’ensemble du volcan. Le sommet comprend une caldeira emboîtée avec six fosses d’effondrement qui se chevauchent. Il y a de nombreuses crêtes de rides et de graben sur le plancher de la caldeira, et les données topographiques indiquent que l’emplacement de ces caractéristiques est contrôlé par la subsidence de la partie centrale du plancher. L’examen des parois de la caldeira révèle de nombreuses couches interprétées comme étant des coulées de lave. Il n’y a pas de preuve évidente de l’existence de sites d’éruption sur les flancs du volcan ; au contraire, de nombreuses sources de lave identifiées précédemment semblent être des ruptures de coulées en amont qui sont contrôlées par des ruptures locales de la pente. Les évents de ces éruptions se trouvaient très probablement à l’intérieur de la caldeira sommitale mais ont été supprimés par l’ensemble des six grands événements d’effondrement qui ont produit la caldeira de 60 × 80 km de diamètre, et qui sont collectivement appelés les « Olympus Paterae ». L’origine de l’escarpement basal entourant le volcan reste énigmatique, mais elle est probablement liée à l’origine des matériaux lobés environnants, collectivement appelés auréole du mont Olympus. Par endroits, cet escarpement est >5 km de haut, mais l’élévation de la paroi arrière varie de ∼1 km à ∼8 km par rapport au datum de Mars. L’inspection de blocs d’une échelle kilométrique à l’intérieur de l’auréole indique que ce matériau n’est pas composé de coulées de lave, ce qui suggère que la base de Olympus Mons est constituée d’un matériau fragmenté comparable au matériau hyaloclastite formant la base des volcans hawaïens. De nombreuses autres caractéristiques sur le mont Olympus sont discutées, y compris deux grands cratères d’impact près du sommet du volcan, des dépôts glaciaires sur les flancs inférieurs ouest, des canaux et de petits boucliers autour de la base du volcan, et des crêtes au nord de l’escarpement qui peuvent avoir été formées par la mise en place de digues dans des matériaux riches en glace. La comparaison avec d’autres volcans martiens peut également aider à l’analyse du mont Olympus ; la morphologie de l’escarpement basal de l’Apollinaris Patera suggère que l’érosion par le vent ou l’eau peut être limitée aux plus basses altitudes sur Mars. Si les matériaux de base du mont Olympus sont non consolidés, le mont Olympus peut avoir été similaire au mont Alba ou au mont Tyrrhena pendant les premières phases de la croissance du volcan. Certains volcans basaltiques sur Terre peuvent servir de bons analogues aux caractéristiques observées sur Olympus Mons ; le sommet du volcan Masaya, au Nicaragua, présente des caractéristiques similaires à Olympus Patera au niveau de la caldeira sommitale d’Olympus Mons.