Grazie alle sua relativa vicinanza al nostro pianeta Marte è il pianeta più studiato, dopo la Terra, del Sistema Solare; le strutture geologiche più interessati e studiate dalle missioni spaziali, susseguite dal 1970 in poi, sono indicate nella seguente mappa del pianeta:

Regione Tharsis È la più importante ed estesa regione di origine vulcanica del pianeta, si tratta di un enorme "rigonfiamento", un altopiano di 5500 km di diametro, che si estende nell'emisfero nord partendo dalla zona equatoriale, a ovest della Valles Marineris, per circa 30 milioni di chilometri quadrati e che si eleva sulle regioni circostanti di circa 10 km; le è stato assegnato il nome con cui nella Bibbia veniva chiamata la terra all'estremo ovest delle terre conosciute. Probabilmente si è formata nell'epoca Noachiana, circa 3.6 milioni di anni fa da una combinazione di vulcanesimo e sollevamento isostatico. All'inizio i materiali fuoriusciti dai vulcani hanno "appesantito" la crosta, fino a che questa non è più riuscta a sopportarne il peso; si sono così formati estesi graben nelle zone elevate della regione.

In seguito, a causa dell'aumento del vulcanesimo e della perdita dell'equilibrio isostatico, le sorgenti sotterranee del vulcanesimo portando ad una pressione sotterranea molto estesa, che ha "spinto" verso l'alto la regione di Tharsis, con conseguente formazione di gran parte delle fratture superficiali dell'emisfero nord, come la Valles Marineris. In seguito alla fratturazione della crosta si formarono dei giovani vulcani a scudo, come quelli delle isole Hawaii sulla Terra, in quanto il magma espulso dal sottosuolo marziano è sempre stato molto fluido; inoltre, mancando su Marte la tettonica delle placche, le eruzioni magmatiche avvengono sempre nello stesso punto, innalzando sempre più i vulcani, alcuni dei quali sono diventati i più grandi del Sistema Solare: l'Olympus Mons e i Tharsis Montes.

La grande quantità di anidride carbonica e vapore acqueo immesse nell'atmosfera dal magma di Tharsis potrebbe aver avuto un ruolo importante nel periodo "umido" di Marte; nel 2001 R. J. Phillips ha calcolato che tali elementi potrebbero aver formato un'atmosfera di anidride carbonica con una pressione di 1.5 bar ed uno strato uniforme di acqua liquida sulla superficie del pianeta di spessore medio pari a 120 m. L'altopiano Tharsis è circondato da una depressione a forma di anello chiamata depressione di Tharsis, mentre nella parte opposta del pianeta c'è un rigonfiamento più piccolo, chiamato Arabia Terra, che potrebbe essersi formata a causa del peso di Tharsis. La seconda zona vulcanica marziana per importanza ed estensione è l'Elysium Planitia.

L'Ascraeus Mons è il più settentrionale dei tre vulcani dell'allineamento, si eleva per circa 18 km, ha un diametro di circa 460 km ed è costituito da lave abbastanza recenti. Il Pavonis Mons, o Montagna del Pavone, è pressochè sull'equatore, è alto circa 14 km ed ha una caldera perfettamente circolare, contrariamente al solito, di circa 20 km di diametro; ad est le sue pareti sono più basse e presentano della catene di cavità di forma ellissoidali o ovoidali allineate fra loro. Queste strutture si possono essere formate sia per collasso che per movimenti del terreno, in quanto le scarpate che circondano la depressione formano una linea di faglie, strutture che normalmente si formano quando il suolo è mosso da roccia fusa o da forze di tipo tettonico. Dai dati ottenuti con la sonda Mars Odyssey si è potuto ipotizzare che in passato, probabilmente durante l'Amazzoniano, sul Pavillon Mons ci fosse un esteso ghiacciaio, infatti sulle sue pareti sono presenti delle "creste" concentriche, simili alle morene lasciate dai ghiacciai, delle zone piene di protuberanze, che potrebbero essersi formate per la sublimazione del ghiaccio.

L'Arsia Mons è il più meridionale dei tre vulcani ed è il secondo vulcano più grande di Marte: diametro 110 km, altezza circa 16 km, è anche il più vecchio della regione di Tharsis risalendo a circa 700 milioni di anni; porta il nome datogli da Schiaparelli, quello di una leggendaria foresta dell'impero romano, Arsia Silva. Al di sopra di questo vulcano sono stati registrati vari fenomeni metereologici, che si ripetono ogni anno all'inizio dell'inverno, ad esempio ogni anno, per un breve periodo, si formano, solo sulla caldera dell'Arsia Mons, delle sottili nubi di polvere spiraleggianti, alte da 15 a 30 km.

Nel 2007 sui fianchi di questo vulcano sono stati scoperti 7 grandi fori circolari neri, gli ingressi a dei pozzi da crollo denominati informalmente Dena (A), Chloe (B), Wendy (C), Annie (D), Abbey (E-1), Nikki (E-2), e Jeanne (F) che si sono probabilmente formati quando si è esaurito il magma contenuto nel vulcano e la montagna è collassata su sè stessa, come la caldera; da osservazioni successive si sospetta che alcune possano essere profonde più di 78 m. Sembra che anche l'Arsia Mons in passato abbia ospitato un ghiacciaio, sono state osservate infatti osservate le stesse creste concentriche e le stesse protuberanze viste sul Pavillon Mons, probabilmente dovute allo scivolamento e alla sublimazione del ghiaccio; nel 2008 il Mars Reconossaice Orbiter ha fotografato delle nubi di polvere causate da una frana, probabilmente composta da ghiaccio frantumato, polveri e blocchi di roccia, staccatisi da una scogliera alta circa 700 m.

Fa parte dei vulcani della regione Tharsis; si trova a nord-est dei Tharsis Montes propriamente detti, e, come questi è un vulcano a scudo, come si vedeva già chiaramente dalle foto prese dal Viking 1. Dai dati forniti dalla sonda Mars Express si è potuto stabilire che è piuttosto giovane, in quanto dovrebbe essersi formato nell'Amazzoniano, 200 milioni di anni fa, dall'accumolo del materiale lavico piuttosto fluido espulso per molto tempo dal camino centrale, che, a causa della mancanza di movimenti tettonici, è rimasto nello stesso posto per migliaia di anni; nel 2004 sempre la sonda Mars Express ha trovato sulle sue pareti dei depositi lavici risalenti a soli 2 milioni di anni fa, quindi non è del tutto improbabile che il vulcano presenti ancora dell'attivitá vulcanica.

È il più grande vulcano del Sistema Solare, infatti è alto 27 km (3 volte l'altezza del Monte Everest sul livello del mare e del vulcano Mauna Loa delle Hawai rispetto alla sua base sommersa), anche se, trovandosi all'interno di una depressione, risulta alto solo 25 km sulla superficie di Marte; ha un diametro alla base di 600 km circa e il bordo esterno è delimitato da uno strapiombo alto fino a 6 km. Essendo più esteso che alto le sue pareti mostrano una pendenza molto lieve, inoltre, a causa della curvatura del pianeta, dalla superficie marziana sarebbe impossibile osservare il profilo del vulcano, così come dalla cima del vulcano non si riuscirebbe a valutare la pendenza delle sue pareti, che occuperebbero tutto l'orizzonte, l'unico modo di osservarlo è dallo spazio! Pur essendo così alto non "spunta" esternamente all'atmosfera marziana; infatti sulla sua cima è stata trovata la polvere che normalmente è dispersa nell'aria ed è stata registrata una debole pressione atmosferica, pari al 2% di quella registrata al suolo, inoltre delle nuvole di anidride carbonica ghiacciata coprono spesso la sua vetta.

Tuttavia la cima si trova al di sopra delle frequenti tempeste di sabbia marziane e quindi può risultare l'unica cosa visibile del pianeta. Sull'Olympus Mons non sono mai state osservate nuvole di acqua. Il vulcano fu osservato per la prima volta nel 1877 da Giovanni Schiaparelli, che vide un "bagliore" simile a quello di una cima coperta di neve e gli diede il nome di Nix Olympica, neve dell'Olimpo; probabilmente Schiaparelli osservò una nube di anidride carbonica ghiacciata. Venne fotografato poi nel 1972 dalla sonda Mariner 9, grazie alla quale si scoprì che si trattava di una montagna molto più grande di qualunque montagna terrestre, per cui gli venne assegnato il nome di Olympus Mons.

La caldera è lunga 85 km, larga 60 km, profonda più di 3 km ed è il risultato dalla fusione di 5-6 caldere formatesi in periodi successivi; la prima si sarebbe formata alla fine dell'intensa e lunga attività vulcanica iniziale, a causa del collasso del tetto della camera magmatica ormai vuota, causando anche la formazione delle fratture, o graben, presenti attorno alla caldera. Le caldere successive sono più piccole e si sarebbero formate sempre per collasso del terreno, a causa degli svuotamenti delle camere magmatiche dovuti alle successive emissioni di lava. Sull'Olympus Mons sono visibili un certo numero di crateri d'impatto; in particolare vicino alla caldera se ne trovano due, il Pangboche Crater, di 10.4 km di diametro, a circa 20 km a sud, che porta il nome della zona del Nepal a 20 km dalla cima del Monte Everest, e il Karzok Crater, di 15.6 km, che si trova a 40 km ad est della caldera e che porta il nome di una località del Cachemire indiano.

La scarpata che delimita il vulcano si è quasi sicuramente formata a seguito di frane causate da una qualche attività glaciale, come lo scioglimento del permafrost, o da un sollevamento tettonico, e segna l'inizio della regione denominata aureola dell'Olympus Mons, una zona con crateri e "creste" lineari giganti, che sembrano dighe, e che si estendono fino ad oltre 1000 km dalla cima del vulcano; tali strutture potrebbero essere costituite dal materiale franato della scarpata, o essersi formate durante le ultime colate laviche.

È l'unico vulcano situato a nord della regione di Tharsis, si trova esattamente agli antipodi della Hellas Planitia, in una zona di bassipiani e di faglie, non di altopiani come per le altre paterae, quindi potrebbe essersi formata a seguito del contraccolpo prodotto all'impatto meteorico che ha creato la Hellas Planitia; il suo nome ufficiale è Alba Mons, Monte o Cratere Bianco, in quanto il termine patera si riferisce solo alla sua caldera, e deriva dal fatto che non presenta depositi di cenere. È un vecchio vulcano a scudo, il più grande del Sistema Solare in termini di area e di volume, avendo un diametro approssimativo di 1600 km, ma con un'altezza di soli 6.6 km nel suo punto più elevato; possiede due caldere "intrecciate" ed è fortemente eroso, con le pareti poco inclinate formate da strati lavici meno spessi di quelli degli altri vulcani a scudo marziani. Le pareti sono anche solcate da centinaia di stretti canali lunghi più di 100 km, alcuni anche superiori a 300 km, che suggeriscono eruzioni di lava molto fluida e per lunghi periodi di tempo; molti di questi canali appaiono simili a quelli dei vulcani hawaiani terrestri, prodotti dalle pioggie.

L'analisi del vulcano, delle variazioni di pendenza delle sue pareti e dei passati flussi lavici attorno alle caldere, hanno permesso di capire che questo vulcano ha avuto 3 grandi periodi di attività, da metà dell'Esperiano fino all'inizio dell'Amazoniano; il primo periodo è stato caratterizzato da eruzioni di lava fluida, che si è distribuita su una superficie molto estesa. Successivamente le eruzioni sono state più localizzate e hanno prodotto lo scudo centrale; infine si è formata una "cupola" vuota, da cui, a causa del peso, si sono formate le due caldere intrecciate e la scarsa inclinazione della cima del monte. Lo "sprofondamento" che ha originato le caldere ha prodotto anche delle Fossae, l'Alba Fossae e la Tantalus Fossae, due grandi strutture che si trovano sul fianco settentrionale del vulcano, formate da un insieme di "spaccature" parallele lunghe 100-300 km.

Si tratta di un gigantesco complesso di canyons situato nella zona equatoriale del pianeta, ad est della regione di Tharsis, che occupa circa un quarto della circonferenza di Marte e che venne chiamato così in onore della sonda spaziale Mariner 9; lungo circa 5000 km, largo fino 500 km e profondo 5-7 km, cioè dieci volte più lungo, sette volte più largo e profondo del Gran Canyon terrestre, è il più grande canyon del Sistema Solare! Dalla sua scoperta sono state avanzate molte teorie su come si sia formata una struttura simile; la prima supponeva si trattasse di un complesso di canali artificiali per l'irrigazione costruiti dai marziani, ipotesi abbandonata appena ci si rese conto che sulla superficie non c'erano nè acqua nè ossigeno. Attorno al 1960 venne proposto che fosse il risultato dell'erosione da parte dell'acqua liquida e dello scioglimento del permafrost; poi, nel 1972, venne avanzata l'ipotesi che si fosse formata per il ritiro di materiale magmatico sotterraneo. Attualmente si ritiene che la formazione delle Valles Marineris sia stata per certi versi analoga a quella della Rift Valley in Africa; si tratterebbe di un insieme fratture di natura tettonica formatesi contemporaneamente al sollevamento della regione di Tharsis, quindi circa 3.5 miliardi di anni fa, per il raffreddamento del pianeta e successivamente rimodellate ed ampliate dall'effetto dell'erosione atmosferica, o dalla sublimazione dell'anidride carbonica solida.

Noctis Labyrinthus Nel "Labirinto della notte", lungo 1263 km, le fratture a i canyons sono disposti in ordine sparso attorno a enormi blocchi, pesantemente fratturati e piuttosto antichi, anche se la parte superficiale dei blocchi è di materiale più recente, forse proveniente dall'attività vulcanica della vicina regione di Tharsis, inoltre i letti dei canyons sono ricchi di sedimenti, probabilmente di origine fluviale. In effetti zone simili al Noctis Labyrinthus in genere si trovano a valle di canali che in passato contenevano o acqua liquida o anidride carbonica liquida.

Sono le due valli, parallele fra loro, che, partendo dal Noctis Labyrinthus, proseguono lungo una direttrice nord-sud, contrariamente alla maggior parte delle altre valli della Valles; sono lunghe rispettivamente 810 km e 938 km, sono separate da uno strato di lava solidificata di recente, proveniente dalla regione di Tharsis e risultano molto simili, anche se nel fondo della prima valle sono presenti polveri modellate dal vento, mentre nella seconda il fondo è coperto di sedimenti. Si crede che la Ius Chasma si sia formata a seguito dell'erosione causata dall'acqua e che le sue pareti siano profondamente erose a causa dell'acqua che è "gocciolata" da esse ed è evaporata prima di giungere sul fondo del canyon; sul fondo sono presenti anche delle strutture curve, come la cresta rocciosa che si trova al centro, denominata Geryon Montes, e dei graben.

Melas Chasma Si trova ad est della Ius Chasma, è lungha 547 km ed è considerata una delle valli principali della Valles Marineris; il fondo è ricoperto di materiale prodotto per il 30% dall'erosione delle pareti e per il 70% da cenere vulcanica piuttosto recente e modellata dal vento marziano. Si tratta anche della zona più profonda della Valles Marineris, infatti l'altitudine minima rispetto al livello medio circostante è di -11 km, ed è divisa in due da una cresta rocciosa di piccole dimensioni. Da questa chasma partono diversi canali che raggiungono le pianure settentrionali.

Si trova a nord della Melas Chasma, parallelamente ad essa e ad essa collegata, come la Ophir Chasma; la zona che separa la Melas Chasma dalla Candor Chasma è coperta di piccoli canyons, nei cui letti sono presenti roccie vulcaniche molto erose dal vento e materiali precipitati sul fondo a causa del ritiro dei ghiacci in cui erano sciolti. La Candor è lunga 813 km, risulta divisa in due metà ed è una delle valli più larghe della Valles Marineris; sul suo fondo la sonda Mars Global Surveyor ha confermato la presenza di depositi di polveri stratificate. Al momento non è ancora chiaro se la valle si è formata da processi tettonici di espansione e accrescimento, similmente ai graben, oppure per l'erosione da parte di acqua sotterranea, tipica del fenomeno carsico.

Ophir Chasma È una valle che ricorda un'ovale, lunga 317 km, che sfocia nella Candor Chasma; è la valle più a nord della tre valli circa parallele, Ophir Chasma, Candor Chasma e Melas Chasma. Il sui letto risulta pieno di rocce sedimentarie, dovute alla presenza in un lontano passato o di un ghiacciaio o di acqua liquida nel fondovalle.

Coprates Chasma È la valle lunga 966 km che si estende verso est dopo la Melas Chasma ed è simile geologicamente alle Ius Chasma e alla Tithonium Chasma; si differenzia solo nella parte orientale, dove le stratificazioni nelle rocce sono molto accentuate e ci sono dei depositi alluvionali. Si sa che le stratificazioni sono antecedenti alla formazione della Valles Marineris, inoltre gli strati più antichi hanno dimensioni superiori ai più recenti; potrebbero quindi essersi originate dalla sovrapposizione di frane del terreno, come trattarsi del fondale di un antico lago di acqua liquida o ghiaccio con abbondanza di materiale sedimentario.

Eos Chasma La Coprates Chasma diventa poi la Eos Chasma e si estende per 1413 km verso est; ha una conformazione particolare: la parte occidentale è costituita soprattutto di materiale vulcanico eroso dal vento, mentre la parte orientale è ricca di strutture rettilinee e striature longitudinali; probabilmente dovute alla presenza di un fiume nel passato. La Eos Chasma potrebbe essere la regione da cui proviene il meteorite ALH84001.

Ganges Chasma Si trova a nord della Eos Chasma, di cui è considerata una valle laterale; si estende in direzione est-ovest per 584 km e presenta sul fondo dei composti alluvionali, provenienti dalle pareti del canyon stesso. All'estremo orientale della Valles Marineris si trova un'altre valle, la Capri Chasma, poi la Valles Marineris "sfocia" prima nei cossìdetti terreni caotici, poi nella Chryse Region o Planitia, una zona pianeggiante dell'emisfero nord.

Probabilmente in passato l'acqua è stata "scaricata" nella Chryse Planitia, attraverso dei canali di deflusso, come l'Ares Vallis, la Simud Vallis e la Tiu Valles. La maggior parte di questi terreni, l'Aurorae Chaos, l'Aureum Chaos, l'Hydraotes Chaos, ..., sono simili a quello della Ares Vallis, dove nel 1997 è scesa la sonda Mars Pathfinder, proprio alla fine di una canale di deflusso.

Si tratta di una ripida valle lunga 100 km, larga 10 km e profonda 4 km, che si trova a ovest della Hebes Chasmae a nord della Valles Marineris, di cui non fa parte, essendone nettamente separata; si pensa che sia quanto rimane del più vasto lago, o ghiacciaio, del pianeta, che si sarebbe prosciugato quando l'acqua sarebbe defluita sulla superficie del pianeta, formando a nord un insieme di vallate denominate Kasei Valles. Il deflusso dell'acqua dalla Echus Chasma sarebbe avvenuto circa 20 milioni di anni a causa di processi di origine vulcanica; l'acqua sarebbe poi stata sostituita da un fiume di lava incandescente, che avrebbe "levigato" il fondo della valle. Se ciò si dimostrerà vero, la Echus Chasma potrebbe essere stata una delle sorgenti di acqua più importanti del pianeta.

È un canyon senza sbocchi, lungo oltre 3000 km, profondo più di 8 km e si sospetta che in passato sia stato pieno di acqua, a causa della presenza di solfati idrati rilevata dalla sonda Mars Express; si trova all'equatore, ad est della Echus Chasma e a nord della Candor Chasma, cioè della Valles Marineris, da cui è completamente isolato, come l'Echus Chasma. Al suo centro si trova un altopiano lungo 120 km, largo 40 km e alto oltre 5 km, che mostra una composizione e stratificazione geologica diversa da quella delle scarpate del chasma; l'ipotesi più seguita è quella secondo la quale tale struttura si sia formata dai materiali accumulati all'interno di un lago.

È il più grande insieme di canali di deflusso del pianeta, di cui porta il nome in lingua giapponese; si estende verso nord per circa 2400 km, partendo dall'Echus Chasma per poi separandosi in più valli, fino a raggiungere ad est la Chryse Planitia, vicino al punto di discesa della sonda Viking 1. Come tutti gli altri canali di deflusso si sarebbe formata a causa dell'inondazione prodotta dal deflusso dell'acqua dell'Echus Chasma, ma l'aspetto attuale sarebbe causato da una successiva glaciazione. Inoltre poichè una grande pianura, la Sacra Mensa, separa i canali in canali nord e canali sud, alcuni pensano che la Valle dei Kasei sia stata soggetta a più inondazioni e glaciazioni.

La pianura dorata è una pianura dell'emisfero settentrionale, vicino alla regione Tharsis, relativamente liscia, essendo la densità dei crateri di 100-2000 m diametro molto bassa, e di forma circolare; ha un diametro di 1600 km, occupa una superficie di circa 500.000 km2 e si trova a 2,5 km al di sotto dell'altitudine media della superficie marziana, è una delle regioni più basse del pianeta. Si pensa sia un antico bacino d'impatto ed è il punto di arrivo di numerosi canali provenienti dalle colline che si trovano a sud, dalla Valles Marineris e dalla regione Tharsis; al suo interno sono presenti dei dorsum e il terreno mostra evidenti segni di una passata erosione dovuta all'acqua. A causa di ciò si è ipotizzato che durante l'Esperiano o l'Amazzoniano il bacino fosse un grande lago e poichè il bacino non è chiuso verso nord, ma si apre nel Bacino Boreale, se in esso era presente un oceano, la Chryse Planitia potrebbe essere stata una grande baia. Nel 1978 vi è sceso il lander della Viking 1, ma in una zona in cui non c'erano nè canali di deflusso nè tracce di passata presenza di acqua.

Arabia Terra Con i suoi 4.500 km di estensione è una delle regioni più grandi del pianeta e anche una delle più antiche, infatti è fortemente craterizzato e mostra una forte erosione; si trova nell'emisfero nord ed i crateri che vi si trovano, alcuni dei quali raggiungono i 60 km di diametro, risalgono al Noachiano. Nel 1979 è stato assegnato a questa regione il nome della corrispondente formazione d'albedo presente nella mappa di G. Schiaparelli, che la chiamò così per la sua forma, che ricorda vagamente quella della penisola araba.

Da studi effettuati nel 1997 si è potuto appurare che i crateri situati vicino all'equatore sono più giovani di quelli situati a nord, probabilmente a causa di un processo di subduzione delle basse pianure circostanti la Arabia Terra, avvenuta in questa zona nel Noachiano, da 4.6 a 3.5 miliardi di anni fa e che sarebbe responsabile anche delle fratture irregolari presenti nella regione. Nel 2003 la sonda Mars Odyssey ha scoperto che si tratta della regione marziana più ricca di idrogeno di tutto il pianeta, da cui segue che nei materiali di cui è composto il suolo ci potrebbe essere dell'acqua; la sonda Mars Express ha anche scoperto che si tratta di una delle zone con la più alte concentrazione di metano.

In questa regione sono presenti dei "crateri a piedistallo", cioè crateri circondati da pareti sopraelevate sul terreno circostante che hanno protetto il sottostante materiale dall'erosione; in molti di questi crateri si trovano dei rialzi stratificati, i cui strati possono essere dovuti a processi vulcanici successivi, al vento o possono essere dei depositi alluvionali. Le scarpate startificate scure rilevate in varie zone dell'Arabia Terra e sui ripidi pendii dei crateri presenti, come nel grande cratere eroso denominato Tikhonravov Crater, si sono formate quasi certamente da polveri trasportate lungo la scarpata in modo simile a quello delle valanghe o delle slavine di neve terrestri, che poi hanno cambiato colore nel tempo. Oggi queste strutture alle volte appaiono di colore più chiaro, si pensa a causa del depositarsi su di esse della polvere chiara presente nell'atmosfera.

Per lungo tempo è stato il più grande cratere d'impatto marziano, poi è stato scoperto il Bacino Boreale; tale cratere appare come una zona circolare molto chiara, sia per la sua albedo che per le tempeste di sabbia di cui è sede, quindi è facilmente visibile da Terra, infatti porta il nome che le fu assegnato nel 1877 da Schiaparelli, Terra di Grecia, anche se era già stata osservata nel 1867 dall'astronomo inglese Proctor. È situato nell'emisfero sud del pianeta e le sue dimensioni, 2300 km di diametro e circa 7 km di profondità, in passato portarono a ipotizzare che si trattasse di una depressione pianeggiante (da cui la denominazione Planitia), o di un bacino sul tipo dei mari lunari; in realtà si è formato a seguito di un impatto con un asteroide 3.5-4 milioni di anni fa, alla fine del Noachiano, contemporaneamente agli altri grandi bacini d'impatto del pianeta, in ordine decrescente: Argyre Planitia e Isidis Planitia.

A causa dell'impatto, il terreno circostante la Planitia si è sollevato rispetto al livello altimetrico 0 per una estensione di più di 1000 km e si pensa che sia anche responsabile dell'innalzamento di uno di più grandi vulcani del pianeta, l'Alba Patera, che si trova esattamente agli antipodi di Hellas ed ha circa la stessa età. Pur essendo stato modificato dagli agenti atmosferici, dalle colate laviche che lo hanno riempito e da altri impatti, cosa deducibile dalla presenza sul fondo di numerosi crateri minori, è ancora visibile la catena montuosa che costituiva a nord il "bordo" del cratere originario; analogamente al confine occidentale è visibile una catena montuosa di circa 2000 m di altitudine, molto erosa, l'Hellespontus Montes, lunga 730 km. Ad oriente del Bacino si trovano delle valli (Mad Vallis, Reull Vallis, ...) la cui struttura ricorda quella dei letti di grandi fiumi; la cosa sembra confermata dalle foto del bordo settentrionale del Bacino Hellas prese dalla sonda Mars Express, che mostrano degli strati di sedimenti lacustri, attraversati da gully.

In questa regione la pressione atmosferica è superiore a quella media del pianeta, nel fondo del bacino è superiore dell'89% (11.53 millibar contro 0.69 millibar di media), riuscendo a superare anche quella del punto triplo dell'acqua (6 millibar), quindi se la temperatura supera di poco 0oC ci può essere per un breve periodo dell'acqua liquida pura, mentre per l'acqua salata liquida basta una temperatura inferiore. Nel 2008 il radar della sonda Mars Reconnaissance Orbiter ha identificato nella zona orientale del bacino 3 crateri con dei depositi sotterranei di ghiaccio spessi, rispettivamente, 250 m, 300 m e 450 m; il ghiaccio si sarebbe formato in zone più elevate e poi sarebbe scivolato verso il basso e non sublimerebbe a causa dello strato di roccia e polvere che lo ricopre.

Elysium Planitia È una regione vulcanica, la seconda per estensione, dopo la regione di Tharsis, si trova nell'emisfero settentrionale, a est rispetto l'Arabia Terra e si eleva di circa 4 km sul livello di riferimento marziano; probabilmente l'innalzamento della zona è dovuto agli imponenti flussi di magma che in passato l'hanno invasa. La superficie è come frantumata in placche, che sembrano "galleggiare" sullla superficie sottostante, come dei pezzi di ghiaccio che galleggiano su una superficie liquida; tali placche risultano più vecchie del resto del materiale della Planitia di almeno 1 milione di anni.

Non è ancora chiaro come si sono formate tali placche, forse per "fratturazione" durante il lento raffreddamento di lava poco densa, quindi non basaltica, fuoriuscita dalle Cerberus Fossae, fessurazioni della superficie della Elysium prodotte tra 2 e 10 milioni di anni fa durante la formazione dei vulcani della zona, che ha allagato la zona, oppure sono strati di polvere e ceneri vulcaniche che ricoprono un mare ghiacciato, avendone impedito la sublimazione. Quest'ultima ipotesi è stata proposta a seguito di una immagine trasmessa dalla sonda europea Mars Express nel 2005 e nel caso venisse verificata, tale ghiaccio ricoprirebbe una superficie di 800x900 km ed avrebbe uno spessore di circa 45 m: l'estensione del Mare del Nord sulla Terra; l'acqua di questo mare si sarebbe formata sotto la superficie del pianeta, per poi fuoriuscire dalle Cerberus Fossae ed allagare tutta la piana, ghiacciandosi e fratturandosi in una moltitudine di iceberg.

Elysium Montes Sono dei vulcani, più piccoli dei Tharsis Montes, ma che sono stati attivi per periodi molto lunghi e che presentano molti piccoli crateri sulla superficie, alcuni dovuti ad impatti meteorici, altri al collasso del terreno quando il magma si è ritirato dal sottosuolo, altri ancora per eventi vulcanici esplosivi. I principali vulcani della planitia, da nord a sud, sono l'Hecates Tholus, l'Elysium Mons e l'Albor Tholus. L'Hecates Tholus ha un diametro alla base di 183 km ed una caldera complessa di 10 km di diametro; la maggior parte di ciò che si sa di questa piccola montagna a cupola si deve ai dati forniti dalla sonda europea Mars Express, grazie alla quale si è potuto calcolare che 350 milioni di anni fa c'è stata la massima attività vulcanica, quella che ha creato la caldera. In seguito, tra 5 e 20 milioni di anni fa, quando l'asse di rotazione di Marte era superiore all'attuale, del ghiaccio ha parzialmente riempito la caldera e una depressione vicina; adesso l'eventuale ghiaccio presente sul vulcano è temporaneo. L'Elysium Mons è il più grande dei tre, la base misura 240 km di diametro, la caldera 14 km, e si eleva per 13.9 km al di sopra della piana lavica; venne scoperto nel 1972, grazie alle immagini dellla sonda Mariner 9 . L'Albor Tholus è il più piccolo dei tre vulcani, ha un diametro alla base di 160 km e si eleva sul terreno circostante per 4.5 km; la caldera misura almeno 35 km di diametro ed è profonda 3 km.

Al centro della zona si trava una depressione di 350x150 km in direzione nord-sud, che contiene le 2 caldere Nili Patera e Meroe Patera, entrambe profonde solo 2 km; la Nili Patera è più giovane, infatti risulta meno craterizzata, inoltre al suo interno è stato trovato oltre al basalto della dacite (roccia magmatica costituita soprattutto da quarzo). Analizzando i crateri presenti nella zona si è stimato che la Syrtis si è formata all'inizio dell'Esperiano, circa 3.5 miliardi di anni fa, e presenta delle striature più chiare, che mostrano dei cambiamenti stagionali e a lungo termine nell'aspetto; grazie alle sonde Mariner e Viking si è scoperto che i cambiamenti sono dovuti al vento che sposta la polvere e la sabbia che vi si trovano depositati, inoltre i depositi di polvere che sono sottovento ai crateri, formano degli aloni chiari colorati o strisce a forma di piume.

Si estende nell'emisfero settentrionale del pianeta per 4300 km e circonda la regione polare, il Planum Boreum; al suo interno si possono identificare due distinti bacini d'impatto, l'Utopia Planitia, una zona pianeggiante ed uniforme, butterata, probabilmente a causa della sublimazione del ghiaccio, ricoperta di massi e macigni provenienti dai vicini crateri meteorici, dove il 3 settembre 1976 è sceso il modulo della sonda Viking 2. In essa sono stati fotografati dei tumuli a cono, o collinette, ricoperti in parte da piccoli crateri da impatto e in parte da crateri che si trovano a livello della superficie; questi ultimi potrebbero essersi formati o per il sollevamento del terreno dovuto alla pressione del ghiaccio, o sono i resti dell'erosione di strati che coprivano la superficie. Queste strutture morfologiche si trovano solo a certe latitudini e associate a determinate condizioni climatiche, per cui si sospetta che il ghiaccio sia fondamentale per la loro formazione.

È un bacino di forma ellittica, 10600x8500 km, e causa del suo aspetto piatto si sospetta che si sia formato a seguito di un unico impatto, come il bacino lunare Polo Sud-Aitken, con un corpo del diametro di 1600-2700 km di diametro; la parte scura del bacino è stata ricoperta dalle eruzioni vulcaniche che hanno creato la regione di Tharsis. Le condizioni ambientali della Vastitas sono compatibili con l'esistenza di ghiaccio d'acqua stabile, infatti il 28 luglio 2005, all'inizio dell'estate marziana, la sonda Mars Express dell'ESA ne ha scoperto una notevole quantità all'interno di un cratere del bacino Boreale; si suppone che tale ghiaccio d'acqua sia sempre presente in questa zona, ma che risulti visibile solo a seguito della sublimazione dello strato di ghiaccio di anidride carbonica, che in genere lo ricopre.

Essendo la superficie della Vastitas estremamente più liscia e giovane delle corrispettive zone dell'emisfero sud, anche se nel 2006 la Mars Express ha scoperto alcuni grandi crateri d'impatto, alcuni studiosi ritengono che in passato sia stato il fondo di un oceano. Il 25 maggio 2008 la sonda statunitense Phoenix è scesa sulla Vastitas e ha studiato la zona fino al 10 novembre 2008, confermando la presenza di ghiaccio d'acqua nei campioni di terreno esaminati.