, nom latin pour « mont Olympe », est un volcan bouclier de la planète Mars situé par , dans les quadrangles d'Amazonis et de Tharsis. C'est l'un des plus hauts reliefs connus du système solaire, culminant à au-dessus du niveau de référence martien ; des altitudes supérieures ont été très souvent publiées, même encore en 2005 sur des sites institutionnels américains tels ceux de la NASA NASA JPL Welcome to the Planets – 10 mai 2005 « Shield Volcano. », mais relèvent d'estimations du antérieures aux mesures de l'altimètre laser de Mars Global Surveyor (MOLA) et sont fondées sur un niveau de référence des altitudes martiennes alors inférieur de .
s'élève à en moyenne au-dessus des plaines environnantes, dont l'altitude est inférieure au niveau de référence. Depuis la fin du , cette gigantesque formation était connue des astronomes comme une particularité à fort albédo avant que les sondes spatiales ne révèlent sa nature montagneuse. Son premier nom, Nix Olympica, en français « Neige de l'Olympe », lui a été donné par l'astronome italien Giovanni Schiaparelli.
Toponymie Le nom initial en latin, , en français « Neige de l'Olympe » en référence au mont Olympe situé en Grèce, fut le premier nom attribué à par l'astronome italien Giovanni Schiaparelli et ses successeurs, lorsqu'ils entreprirent de cartographier la planète Mars à l'aide de lunettes astronomiques au .
Ces premiers observateurs de Mars ont développé une nomenclature reposant sur l'albédo relatif des différentes régions martiennes observées depuis la Terre. Le toponyme faisait référence à l'apparence enneigée de cette zone, en latin signifiant « neige ». L'albédo élevé perçu depuis la Terre est en réalité provoqué non pas par de la neige mais par les nuages de glace de dioxyde de carbone accrochés à son sommet.
La nature volcanique de cette région n'a été comprise qu'au début des avec la sonde , dont les clichés à bonne résolution ont permis d'identifier la caldeira et d'interpréter l'ensemble comme un gigantesque volcan bouclier.
Aujourd'hui, désigne uniquement l'ancienne formation d'albédo identifiée depuis la Terre USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature – Feature Information « Nix Olympica. » tandis qu’ se réfère à l'édifice volcanique dans son ensemble. La littérature scientifique ne traite par conséquent que d' et non de Nix Olympica.
Géographie Localisation s'étend entre 13,7° et 23,8° de latitude nord et 129° et 139,3° de longitude ouest.
Il se trouve sur la bordure nord-ouest du renflement de Tharsis, immense soulèvement de la surface martienne, centré sur Noctis Labyrinthus et Syria Planum, dont l'extension occidentale concentre une douzaine de volcans majeurs. Parmi eux, l'alignement de trois grands volcans boucliers constitue l'ensemble de Tharsis Montes, prolongé au nord-est par le groupe d'Uranius. Les environs immédiats d', qui se fondent dans Amazonis Planitia, sont situés environ sous le niveau de référence martien.
thumb|upright=1.2|Carte de Mars par Giovanni Schiaparelli (1890).
Topographie vignette|droite|Image satellite de la caldeira d'. vignette|droite|Vue oblique recomposée d' d'après une mosaïque de photographies de la sonde Viking. vignette|droite|Vue 3D de la caldeira.
L'édifice central s'élève à en moyenne au-dessus de sa base et à au-dessus du niveau de référence martien. Large de , il possède à son sommet une caldeira complexe d'environ résultant de la coalescence d'au moins six cratères enchevêtrés, attestant l'histoire mouvementée de la caldeira avec notamment la présence de grabens résultant de l'effondrement de la surface dans une faille.
Il est entouré d'une falaise formant un escarpement continu sur toute sa circonférence, d'une hauteur de . Au-delà de cet escarpement se trouve une zone souvent appelée « l'auréole » du volcan, constituée de crêtes et de grands blocs s'étendant jusqu'à un millier de kilomètres de la caldeira. Cela met en évidence l'expansion et la modification de la surface liées à l'activité glaciaire.
L'inclinaison des pentes du volcan est voisine de en moyenne, atteignant au niveau de l'escarpement périphérique.
À proximité de la caldeira se trouvent deux cratères d'impact. À une vingtaine de kilomètres au sud, le cratère Pangboche a un diamètre de . Il a été nommé par l'Union astronomique internationale en 2006 d'après une localité du Népal située à vingt kilomètres du sommet de l'Everest. C'est sur le rebord ouest de ce cratère que se trouve le point le plus haut d', à au-dessus du niveau de référence. Le cratère Karzok, situé à une quarantaine de kilomètres à l'est de la caldeira, a un diamètre de .. Il a été nommé d'après une localité du Cachemire indien. D'autres cratères d'impact sont également visibles sur les flancs du volcan.
Géologie est un volcan bouclier, le résultat de l'empilement d'une lave très fluide émise par des cheminées volcaniques sur une durée suffisamment longue. Sur Terre, un tel volcan résulte d'épanchements de laves pauvres en silice qui s'écoulent facilement sur de grandes distances, formant des structures aplaties s'étalant sur des surfaces très importantes, contrairement, par exemple, aux stratovolcans, dont le cône, bien formé, a une base bien plus restreinte. Le type même de volcan bouclier est, sur Terre, le Mauna Loa, à Hawaï ; le piton de la Fournaise, à La Réunion, en est un autre, plus petit mais très actif.
En raison de la nature fluide de ses laves, un volcan bouclier est bien plus large que haut. L'inclinaison moyenne des pentes d' varie ainsi entre 5 et de façon progressive, avec parfois cependant quelques ruptures de pente.
Datation En 2004, la caméra stéréo haute résolution (HRSC) de la sonde européenne Mars Express a identifié, sur les flancs d', des coulées de lave datant d'à peine d'années. La jeunesse de celles-ci à l'échelle géologique suggère que le volcan pourrait encore être en activité. Le volcan lui-même se serait formé au Noachien, il y a plus de d'années, et l'activité la plus récente dans les caldeiras serait intervenue il y a entre .
Les volcans boucliers martiens atteignent des tailles gigantesques par rapport à leurs équivalents terrestres en raison de l'absence de tectonique des plaques sur Mars : la croûte martienne demeure immobile par rapport aux points chauds ; ceux-ci peuvent ainsi percer la croûte au même endroit pendant de très longues périodes pour donner naissance à des édifices volcaniques résultant de l'accumulation de laves pendant parfois plusieurs milliards d'années ( d'années dans le cas d'). Sur Terre, cela n'est pas possible ; en effet, le déplacement des plaques lithosphériques au-dessus de ces points chauds conduit à la formation d'un chapelet de parfois plusieurs dizaines de volcans, chacun ne demeurant actif que pendant quelques millions d'années, ce qui est bien trop bref pour permettre la formation de structures aussi imposantes que sur Mars. L'archipel d'Hawaï est le meilleur exemple terrestre illustrant le déplacement d'une plaque tectonique au-dessus d'un point chaud, en l'occurrence de la plaque pacifique au-dessus du point chaud d'Hawaï ; de la même façon, l'archipel des Mascareignes résulte du déplacement de la plaque somalienne au-dessus du point chaud de La Réunion.
Les investigations récentes menées par les sondes spatiales en orbite autour de Mars indiquent toutes que la surface martienne a fait l'objet de transformations significatives jusqu'à un passé parfois très récent (d'un point de vue géologique), de seulement quelques millions d'années. n'échappe pas à la règle et, outre des coulées de lave, des phénomènes de nature tectonique et même hydrologique datés de seulement ont été identifiés sur le flanc oriental du volcan.
Escarpement L'escarpement et l'auréole sont tous deux mal compris. La falaise résulterait de glissements de terrain, et l'auréole proviendrait des matériaux entassés au bas de ces glissements. Les coulées de lave s'étendent au-delà de l'escarpement.
L'escarpement qui entoure la montagne à sa base aurait été formé par des glissements de terrain induits par une fonte massive du pergélisol ou par un soulèvement tectoniqueP. Francis, G. Wadge, J. Geophys. Res. 88, 8333-8344, 1983A. Borgia et al., J. Geophys. Res. 95, 14357 – 14382, 1990. Les structures linéaires en forme de crêtes présentes autour du volcan au-delà de l'escarpement seraient, quant à elles, des dykes mis en place après les dernières coulées de lave ayant atteint la base du volcan. Ces dykes formeraient des structures parallèles ou radiatives, traduisant ainsi des intrusions dans le sol martien. Selon d'autres théories, ces structures seraient les restes des glissements de terrain ayant conduit à la formation de l'escarpement. Une autre théorie propose que l'escarpement serait une résultante de l'érosion qui aurait dégagé le cœur du volcan en déblayant des terrains plus tendres qui constituaient les premiers contreforts de la montagne. Une autre théorie sur la formation de l'escarpement et de ces structures linéaires fait intervenir des glaciers. Cette théorie propose qu' est à l'origine un volcan sous-glaciaire formé sous une épaisseur de deux à trois kilomètres de glace. Construit sur le même mode que les tuyas terrestres, la lave se serait empilée en formant l'escarpement. La glace disparue, les auréoles de matériaux situés à la base de l'escarpement se seraient alors formés par des glissements de terrain, faisant d'eux les structures les plus jeunes d' et non les plus anciennes comme il a été proposé depuis leur découverte. En 2023, une nouvelle interprétation considère l'escarpement principal concentrique de de haut entourant Olympus Mons comme formé par de la lave coulant dans de l'eau liquide, lorsque l'édifice était une île volcanique active à la fin du Noachien et au début de l'Hespérien..
Climat thumb|L'Olympus Mons photographié par la sonde Viking 1.
Une erreur consiste à croire que le sommet d' se situe au-dessus de l'atmosphère martienne. La pression atmosphérique au sommet est à peu près 12 % de celle de la surface martienne. Par comparaison, la pression atmosphérique au sommet de l'Everest est à peu près 25 % de celle observée au niveau de la mer. Malgré cela, les poussières atmosphériques sont tout de même présentes et une couverture nuageuse de glace de dioxyde de carbone est toujours envisageable au sommet d'. Les nuages de glace d'eau ne peuvent en revanche pas s'y développer. Bien que la pression atmosphérique martienne moyenne représente moins de 1 % de la pression terrestre, la plus faible gravité locale permet à l'atmosphère de s'étendre beaucoup plus haut en altitude.
La présence d' affecte grandement la circulation atmosphérique, parfois jusqu'à une altitude d'une cinquantaine de kilomètres. Ainsi, l'atmosphère située sur les flancs du volcan, réchauffée par les rayons du Soleil, serait parcourue par des mouvements ascendants. Cet air réchauffé se refroidirait en altitude et retomberait à distance du volcan. À proximité de la surface martienne, l'air serait comprimé et se réchaufferait.
Une zone plus chaude entoure à 10 degrés environ du sommet du volcan. Cette zone, circulaire, large de 5 à 7 degrés et située à environ cinq kilomètres d'altitude, se trouve à la base de l'escarpement et présente une température pouvant atteindre de plus que les zones environnantes.
Culture populaire thumb|Comparaison de l'étendue d' par rapport à la France.
De par son altitude la plus élevée du système solaire et de son nom latin se traduisant en français par « mont Olympe », occupe une place importante dans la culture populaire.