Una mirada al gigante volcán Olimpo del Planeta rojo.

Cientos de flujos de lava individuales se ven congelados en el tiempo en las faldas del Monte Olimpo, el volcán más grande del Sistema Solar.

Las imágenes, tomadas el 21 de enero de 2013 por la ESA Mars Express, se centran en el segmento sureste del volcán gigante, que se eleva a unos 22 km. por encima de la llanura circundante. Esto es más del doble de la altura del Mauna Kea, el volcán más alto del mundo en 10 km, cuando se mide desde su base oceánica a la cumbre.

Como Mauna Kea, Olympus Mons es un volcán escudo, con los lados ligeramente inclinados que se extienden hacia afuera en ángulos bajos. Pero a diferencia de otros volcanes en escudo, que tiene un borde del acantilado abrupto o escarpe, que lo separa de la llanura circundante.

La escarpa rodea todo el volcán, en lugares que alcanzan 9 kilometros de altura. Probablemente se formó durante una serie de deslizamientos de tierra catastróficos sobre los flancos del volcán, durante el cual los escombros resultante se transportaron varios cientos de kilómetros más allá del alcance de estas imágenes.

Los flujos de lava cubren la base del volcán, salpicado por un puñado de bloques puntiagudos y de cima plana que estaban girados o levantados durante el colapso.

El paso de las imponentes alturas del volcán hacia abajo en la llanura de lava en la base de la escarpa se puede ver fácilmente en la imagen de la topografía con código de color.

En la imagen de color principal y vistas en perspectiva, una extensa red de ríos de lava superpuestas y  estrechas son la prueba de un pasado volcánico muy activo. Seguramente la lava, con el  tiempo se derramó por los contornos naturales del volcán, expandiéndose en ventiladores amplios, ya que llegó a la escarpa y la llanura de abajo.

Los flujos que terminaron antes de llegar a la escarpa lo hicieron en lenguas redondeadas, cuando la lava se enfrió y se deslizó hasta detenerse.

Algunos flujos de lava están limitadas por las escarpadas paredes del canal, mientras que otras se encuentran en forma de tubos de lava. Al acercarse a la parte superior izquierda de la ladera en la imagen principal, se muestra un ejemplo de un antiguo tubo de lava.

Los flujos de lava caóticos en los flancos ofrecen un marcado contraste con las llanuras lisas que rodean al volcán.

En este caso, sólo dos características destacadas son visibles: un "canto arrugado" en la parte inferior central de la imagen principal, que se formó cuando la lava se enfrió y se contrajo en el cinturón y distorsiono la superficie, y un sistema de canales que se ramifican en forma de herradura. Este canal fue probablemente esculpido por la lava, pero el agua también puede haber corrido alguna vez aquí.

La aparición de los pocos pequeños cráteres en esta escena demuestra que es relativamente joven en comparación con las regiones más llenas de cráteres en otras partes de Marte - el más viejo es el de mayor superficie, por el tiempo de exposición a los eventos de impacto por asteroides o cometas.

Por otra parte, al observar cómo se superponen los flujos de lava, se puede determinar sus edades relativas: las que se encuentran en la parte superior, sobreimpresos a otros flujos, son los más jóvenes.

Por ejemplo, la gran llanura de lava que rodea el volcán trunca la mayoría de los flujos de lava que se extienden desde los flancos, lo que sugiere que es más joven todavía, y que se originó desde un lugar fuera de esta escena.

Se piensa que la región volcánica de alojamiento del Olympus Mons y varios otros grandes volcanes que han estado activos hasta hace decenas de millones de años, son relativamente recientes en la escala geológica del planeta que se extiende por 4,6 mil millones años.