Ein kleinerer Einschlagskrater mit einem Durchmesser von knapp 20 Kilometern befindet sich im nördlichen (rechten) Teil des großen Kraters. Innerhalb des Kraters sind mit Linien durchzogene Ablagerungen zu sehen. Diese stellen Überreste ehemaliger Gletscher dar, die die Kraterhänge hinabgeflossen sind und sich in seiner Mitte trafen. Sie werden in der beschrifteten Draufsicht als „Lobate Crater Fill“ (gewundene Kraterfüllung) bezeichnet. Auch in unmittelbarer Nähe im Norden wie auch in kleinen benachbarten Kratern ist die Oberfläche eben und „glatt“, was Gletschern auf der Erde ähnelt, deren Eisstrom von Gesteinsschutt bedeckt ist. In der Glaziologie werden solche Eisströme als Blockgletscher bezeichnet. Diese Strömungsstrukturen entstehen, wenn ein Gemisch aus Schutt und Eis von einem Gletscher bergab fließt und der Schutt dann die Bewegungen des Eisstroms nachzeichnet, der unter der Gesteinslast und dem Druck des eigenen Gewichts plastische Eigenschaften annimmt. Die beschriebenen Fließstrukturen sind gut in der perspektivischen Ansicht des Kraters zu sehen.

Ein ganz anderes Erscheinungsbild zeigt ein alter Einschlagskrater weiter nördlich, der im Übersichtsbild als „lava filled crater“ bezeichnet ist. Hier deutet die Oberfläche eher auf eine Füllung mit dünnflüssiger Lava hin, die in die schüsselförmige Kraterstruktur geflossen ist. Das Oberflächenmuster unterscheidet sich von den für polare Landschaften typischen „periglazialen“ Merkmalen, also Prozessen und Landformen, die mit kalten, aber nicht von Eis bedeckten Regionen verbunden sind. Nördlich angrenzend findet sich ein großes Netz stark erodierter, baumartig verzweigter Täler. Solche „dendritischen“ Talmuster entstehen auf der Erde typischerweise durch den Abfluss von Niederschlagswasser auf der Oberfläche. So kann angenommen werden, dass sich diese Täler relativ früh in der Marsgeschichte durch atmosphärischen Niederschlag (wahrscheinlich eher Schnee als Regen) gebildet haben.

Schließlich befindet sich rechts unten, also im Nordosten der Draufsichten, ein großes Lavafeld. Hier sind sogenannte Runzelrücken („wrinkle ridges“) zu finden. Diese entstehen, wenn zum Beispiel durch tektonische Kräfte geschichtetes Oberflächenmaterial (hier ist es eine noch weiche und elastische Lavaschicht) zusammengedrückt wird und sich dadurch seine Oberfläche verkleinert. Diese Rücken sind sehr typisch für Lavaablagerungen auf dem Mars und auch dem Mond. Die steilere Seite der mehrere Dutzend Meter hohen Runzelrücken markiert deren Vorderseite: Dort wölbte sich das Material nach oben und über die „überfahrene“ Lavaschicht. All diese unterschiedlichen Landschaftsformen demonstrieren die komplexe Geschichte und Entwicklung des Mars in einem einzigen Bild.