オリンポス・モンズ ( /əˌlɪ ↪Lm_nz, oˈɒ, o(-/; ラテン語でオリンポス山の意) は火星にある大きな楯状火山である。マーズ・オービター・レーザー高度計（MOLA）によって測定された高さは21.9km（13.6マイル、72,000フィート）を超え、海抜はエベレスト山の約2.5倍である。火星最大の火山のひとつであり、惑星で最も高い山であり、現在発見されている太陽系で最も高い山としてはレアシルビアとほぼ並んでいる。火星の大規模な火山地帯であるタルシス・モンテスに関連している。最後に噴火したのは2,500万年前である。

オリンポス・モンズは火星の大火山の中では最も若く、火星のヘスペリア時代に形成され、噴火はアマゾン時代まで続いた。19世紀後半から、アルベドの特徴であるニクス・オリンピカ（ラテン語で「オリンピックの雪」の意）として天文学者に知られており、宇宙探査機によって山であることが確認される以前から、山であることが疑われていた。

火星の西半球にあり、北緯18度39分、東経226度12分を中心とし、タルシスの膨らみの北西端からすぐのところにある。その西側はアマゾニス四角形（MC-8）にあり、中央と東側は隣接するタルシス四角形（MC-9）にある。

直径15.6キロメートル（9.7マイル）のカルゾク・クレーター（18°25′N 228°05′E）と直径10.4キロメートル（6.5マイル）のパンボチェ・クレーター（17°10′N 226°25′E）である。これらのクレーターは、火星隕石の中で最も豊富なシャーゴッタイトの産地として疑われているいくつかのクレーターのうちの2つとして注目されている。

解説
楯状火山であるオリンポス・モンズは、ハワイ諸島を構成する大きな火山の形に似ている。山脈の幅は約600km（370マイル）である。山が非常に大きく、その縁には複雑な構造があるため、高さを割り当てるのは難しい。オリンポス・モンスは火星のグローバル・データムから21km（13マイル）の高さにあり、その北西縁を形成する崖のふもとから山頂までの局所的な標高差は21km（13マイル）を超える（海底の底辺から測ったマウナケア山の高さの2倍強）。北西から1,000km（620マイル）以上離れたアマゾニス平原から山頂までの標高差は26km（16マイル）に達する。山頂には6つのカルデラ（崩壊したクレーター）が入れ子状にあり、横60km（37マイル）×縦80km（50マイル）、深さ3.2km（2.0マイル）までの不規則な窪地を形成している。火山の外縁は、高さ8km（5.0マイル）にも及ぶ断崖絶壁で構成されている（ところどころ溶岩流に隠れて見えないが）。これは火星の楯状火山の中でも特異な特徴であり、巨大な側面の地滑りによって形成された可能性がある。オリンポス・モンズの面積は約30万km2（12万平方マイル）で、これはイタリアやフィリピンの面積に匹敵し、厚さ70km（43マイル）の岩石圏に支えられている。オリンポス・モンズが並外れて大きいのは、火星には移動可能な地殻変動プレートがないからだろう。地球とは異なり、火星の地殻は静止したホットスポットの上に固定されたままであり、火山は巨大な高さに達するまで溶岩を放出し続けることができる。

楯状火山であるオリンポス・モンズは、非常になだらかな山容をしている。火山の側面の平均傾斜はわずか5％である。傾斜は山腹の中央部付近で最も急で、裾野に向かって浅くなるため、山腹は上方に凹んだ形状をしている。山腹はより浅く、山頂から北西方向には南東方向よりも大きく伸びている。火山の形と輪郭は、中心からずれた1本のポールで支えられた「サーカスのテント」に例えられている。

オリンポス・モンズの大きさと浅い傾斜のため、火星表面に立つ観測者は、遠くからでさえ火山の全容を見ることはできないだろう。惑星の湾曲と火山自体が、そのような全体像を見えにくくしているのだ。同様に、山頂付近の観測者は、火山の斜面が地平線のはるか彼方、わずか3km先まで広がっているため、非常に高い山の上に立っていることに気づかないだろう。

オリンポス・モンズ山頂の典型的な気圧は72パスカルで、火星の平均気圧600パスカルの約12％である。比較すると、エベレスト山頂の気圧は32,000パスカルで、地球の海面気圧の約32％である。それにもかかわらず、オリンポス・モンズ山頂には高高度のオログラフィック雲が頻繁に流れ、空気中の火星塵がまだ存在している。火星の地表の平均気圧は地球の1％以下だが、火星の重力がはるかに低いため、大気のスケール高が大きくなる。言い換えれば、火星の大気は広く、地球のように高さによって急激に密度が下がることはない。

オリンポス・モンズの組成は、ケイ酸塩が約44％、酸化鉄が17.5％（これがこの惑星の赤い色をしている）、アルミニウムが7％、マグネシウムが6％、カルシウムが6％、そして二酸化硫黄が7％と特に多い。これらの結果は、地表の大部分が玄武岩や他の苦鉄質岩で構成されていることを示している。玄武岩や苦鉄質岩は粘性の低い溶岩流として噴出したため、惑星表面の勾配が低くなっているのだろう。

オリンポス・モンズは、近い将来、自動化された宇宙探査機が着陸できそうもない場所である。標高が高いため、パラシュートによる着陸は不可能であり、大気の密度が不十分で宇宙船を減速させることができないからだ。さらに、オリンポス・モンズは火星で最も塵の多い地域のひとつに位置している。微細な塵のマントルが地下の岩盤を覆い隠し、岩石サンプルの入手を困難にし、探査機にとって大きな障害となる可能性が高い。

地質学
オリンポス・モンズは、長い年月をかけて火山噴出孔から流れ出た何千もの流動性の高い玄武岩質の溶岩流の結果である（ハワイ諸島は、より小規模な同様の楯状火山を例示している-マウナケアを参照）。地球の玄武岩火山と同様に、火星の玄武岩火山も大量の火山灰を噴出することができる。火星は地球に比べて重力が小さいため、地殻から上昇するマグマにかかる浮力が小さい。さらに、マグマだまりは地球で見られるものよりはるかに大きく、深いと考えられている。オリンポス・モンズの側面は、無数の溶岩流と水路で構成されている。溶岩流の多くには、その縁に沿って堤防がある（写真）。溶岩流の冷たい外縁が固まり、溶けた溶岩が流れる中央の谷が残る。部分的に崩壊した溶岩洞窟は、竪穴式クレーターの連なりとして見ることができ、無傷の地下の溶岩洞窟から出てきた溶岩によって形成された広い溶岩扇状地もよく見られる。火山の麓のところどころには、固まった溶岩流が周囲の平原に流出し、広いエプロンを形成し、麓の急斜面を埋めているのが見られる。2004年にマーズ・エクスプレスによって撮影された高解像度画像から得られたクレーターの数によると、オリンポス・モンズの北西側面にある溶岩流の年代は、1億1500万年前（Mya）からわずか2Myaである。これらの年代は地質学的に非常に新しいものであり、この山が非常に静穏で断続的ではあるが、まだ火山活動を続けている可能性を示唆している。

火山の頂上にあるカルデラ群は、少なくとも6つのカルデラとカルデラセグメント（写真）が重なり合ってできている。カルデラは、噴火後に地下のマグマだまりが枯渇し、引き抜かれた後に屋根が崩壊して形成される。したがって、それぞれのカルデラは、山の火山活動の個別のパルスを表している。最大かつ最古のカルデラは、単一の大きな溶岩湖として形成されたようである。実験室の模型から得られたカルデラ寸法の幾何学的関係を用いて、科学者たちは、オリンポス・モンズ最大のカルデラに関連するマグマだまりは、カルデラ底の深さ約32km（105,000フィート）にあると推定している。カルデラ底のクレーターの大きさの頻度分布から、カルデラの年代は350Maから約150Maであることがわかる。おそらくすべてが1億年以内に形成された。