Vizualizare sursă pentru „Callisto (satelit)”

{{detradus|engleză|ce=notele explicative}}
{{Infocaseta planetă|name=Callisto|alt_names=Jupiter IV|pronounced=/ka'lis.to/|adjectives=Callistoan /ka.lis.to'an/|named_after=[[Callisto (mitologie)|Καλλιστώ]] ''Kallistō''|image=Callisto.jpg|caption=Emisfera anti-joviană a lui Callisto fotografiată în 2001 de misiunea NASA ''[[Galileo (sondă spațială)|Galileo]]''. Prezintă un teren cu multe cratere. Marele creter complex [[Asgard (crater)|Asgard]] este în dreapta sus. Craterul cu raze proeminent dedesubt și chiar în dreapta centrului este Bran.|bgcolour=#a0ffa0|discoverer=[[Galileo Galilei]]|discovered=7 ianuarie 1610<ref name=Galilei/>|semimajor=1&nbsp;882&nbsp;700&nbsp;km<ref name=orbit/>|eccentricity={{val|0.0074}}<ref name=orbit/>|periapsis={{val|1869000|u=km}}<ref group=lower-alpha>Periapsis is derived from the semimajor axis (''a'') and eccentricity (''e''): <math>a(1-e)</math>.</ref>|apoapsis={{val|1897000|u=km}}<ref group=lower-alpha>Apoapsis is derived from the semimajor axis (''a'') and eccentricity (''e''): <math>a(1+e)</math>.</ref>|period={{val|16.6890184|ul=zile}}<ref name=orbit/>|avg_speed={{val|8.204|u=km/s}}|inclination=2.017° (față de [[ecliptică]])<br>0.192° (față de planul Laplace local)<ref name=orbit/>|satellite_of=[[Jupiter]]|mean_radius={{val|2410.3|1.5|u=km}} (0.378 Pământ)<ref name="Anderson 2001"/>|surface_area={{val|7.30|e=7|u=km2}} (0.143 Pământ)<ref group=lower-alpha>Surface area derived from the radius (''r''): <math>4\pi r^2</math>.</ref>|volume={{val|5.9|e=10|u=km3}} (0.0541 Pământ)<ref group=lower-alpha>Volume derived from the radius (''r''): <math>\frac{4}{3}\pi r^3</math>.</ref>|mass={{val|1.075938|0.000137|e=23|u=kg}} (0.018 Pământ)<ref name="Anderson 2001"/>|density={{val|1.8344|0.0034|u=g/cm3}} (0.333 Pământ)<ref name="Anderson 2001"/>|surface_grav={{val|1.235|ul=m/s2}} (0.126 ''g'')<ref group=lower-alpha>Surface gravity derived from the mass (''m''), the [[gravitational constant]] (''G'') and the radius (''r''): <math>\frac{Gm}{r^2}</math>.</ref>|moment_of_inertia_factor={{val|0.3549|0.0042}}<ref name="Schubert2004">{{cite book|last1=Schubert|first1=G.|last2=Anderson|first2=J. D.|last3= Spohn|first3= T.|last4= McKinnon|first4=W. B.|editor1-last= Bagenal| editor1-first= F.| editor2-last= Dowling| editor2-first= T. E.| editor3-last= McKinnon| editor3-first= W. B.|title=Jupiter : the planet, satellites, and magnetosphere|chapter= Interior composition, structure and dynamics of the Galilean satellites|date= 2004|publisher= Cambridge University Press|location=New York|url= https://books.google.com/books?id=aMERHqj9ivcC|chapter-url = https://books.google.com/books?id=aMERHqj9ivcC&pg=PA281|isbn= 978-0521035453|pages= 281–306|oclc= 54081598}}</ref>|escape_velocity=2.440&nbsp;km/s<ref group=lower-alpha>Escape velocity derived from the mass (''m''), the [[gravitational constant]] (''G'') and the radius (''r''): <math>\textstyle\sqrt{\frac{2Gm}{r}}</math>.</ref>|rotation=[[rotație sincronă|sincronă]]<ref name="Anderson 2001"/>|axial_tilt=zero<ref name="Anderson 2001"/>|albedo=0.22 (geometric)<ref name=Moore2004/>|magnitude=5.65 ([[Opoziție (astronomie)|opoziție]])<ref name=magnitude>{{cite web|title=Classic Satellites of the Solar System|url=http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|publisher=Observatorio ARVAL|access-date=13 July 2007|archive-url=https://web.archive.org/web/20110709203915/http://www.oarval.org/ClasSaten.htm|archive-date=9 July 2011|url-status=dead}}</ref>|temp_name1=K<ref name=Moore2004/>|max_temp_1={{val|165|5}}|mean_temp_1={{val|134|11}}|min_temp_1={{val|80|5}}|atmosphere=yes|surface_pressure={{convert|0.75|μPa|atm|sigfig=3|abbr=on}}<ref name="Carlson 1999"/>|atmosphere_composition=≈ {{val|4|e=8|u=molecule/cm<sup>3</sup>}} [[dioxid de carbon]];<ref name="Carlson 1999"/><br>up to {{val|2|e=10|u=molecule/cm<sup>3</sup>}} [[oxigen molecular]](O<sub>2</sub>)<ref name="Liang 2005"/>}}
'''Callisto''' (/ka'lis.to/), sau '''Jupiter IV''', este al doilea cel mai mare [[Sateliții naturali ai lui Jupiter|satelit al lui Jupiter]], după [[Ganymede (satelit)|Ganymede]]. Este al [[Listă de sateliți naturali|treilea satelit ca mărime]] din [[Sistemul solar|Sistemul Solar]] după Ganymede și [[Titan (satelit)|Titan]] și cel mai mare obiect din Sistemul Solar care poate să nu fie bine diferențiat. Callisto a fost descoperit în 1610 de [[Galileo Galilei]]. Cu un diametru de {{Val|4821}}, Callisto are aproximativ 99% diametrul planetei [[Mercur (planetă)|Mercur]], dar doar aproximativ o treime din masa sa. Este al patrulea [[Sateliții galileeni|satelit galilean]] al lui [[Jupiter]] după distanță, cu o rază orbitală de aproximativ {{Val|1883000}} km. <ref name="orbit2">{{Citat web|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem|titlu=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|publisher=Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology}}</ref> Nu se află într-o [[rezonanță orbitală]] ca ceilalți trei sateliți galileeni - [[Io (satelit)|Io]], [[Europa (satelit)|Europa]] și [[Ganymede (satelit)|Ganymede]] - și, prin urmare, nu este încălzit mareic apreciabil. <ref name="Musotto2002">{{Citat revistă|nume=Musotto|nume2=Varadi, Ferenc|nume3=Moore, William|nume4=Schubert, Gerald|prenume=Susanna|an=2002|titlu=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|journal=Icarus|volum=159|număr=2|pagini=500–504|bibcode=2002Icar..159..500M|doi=10.1006/icar.2002.6939}}</ref> Rotația lui Callisto este [[Rotație sincronă|sincronă]] cu orbita sa în jurul lui Jupiter, astfel încât aceeași emisferă este întotdeauna îndreptată spre interior. Din această cauză, pe suprafața lui Callisto există un punct sub-jovian, de pe care Jupiter ar părea să atârne direct deasupra capului. Este mai puțin afectat de [[Magnetosferă|magnetosfera]] lui Jupiter decât ceilalți [[Satelit interior|sateliți interiori]] din cauza orbitei sale mai îndepărtate, situată chiar în afara centurii principale de radiație a lui Jupiter. <ref name="Cooper2001">{{Citat revistă|nume=Cooper|nume2=Johnson, Robert E.|nume3=Mauk, Barry H.|nume4=Garrett|nume5=Gehrels|prenume=John F.|prenume4=Garry H.|prenume5=Neil|an=2001|titlu=Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20120116225011/http://people.virginia.edu/~rej/Icarus_Jan2001_Cooper_et_al.pdf|url=http://people.virginia.edu/~rej/Icarus_Jan2001_Cooper_et_al.pdf|journal=Icarus|volum=139|număr=1|pagini=133–159|bibcode=2001Icar..149..133C|doi=10.1006/icar.2000.6498|access-date=25 October 2011|archive-date=16 January 2012}}</ref> <ref>{{Citat web|url=http://www.spacetoday.org/SolSys/Jupiter/CallistoInfo.html|titlu=Exploring Jupiter – JIMO – Jupiter Icy Moons Orbiter – the moon Callisto|publisher=Space Today Online}}</ref>

Callisto este compus din cantități aproximativ egale de [[rocă]] și [[Volatile|gheață]], cu o [[densitate]] de aproximativ {{Val|1.83}}, cea mai scăzută densitate și gravitație a sateliților majori ale lui Jupiter. Compușii detectați [[Spectroscopie|spectroscopic]] la suprafață includ [[gheață]], <ref name="NYT-20150315">{{Citat știre|title=Suddenly, It Seems, Water Is Everywhere in Solar System|url=https://www.nytimes.com/2015/03/13/science/space/suddenly-it-seems-water-is-everywhere-in-solar-system.html|prenume=Kenneth|nume=Chang|data=12 March 2015|accessdate=12 March 2015|journal=[[The New York Times]]}}</ref> [[dioxid de carbon]], [[Silicat|silicați]] și [[Compus organic|compuși organici]]. Investigația navei spațiale ''[[Galileo (nava spatiala)|Galileo]]'' a dezvăluit că Callisto ar putea avea un miez mic de [[silicat]] și, posibil, un [[Ocean|ocean subteran]] de [[apă]] lichidă <ref name="NYT-20150315" /> la adâncimi mai mari de {{Val|100}} km. <ref name="Kuskov20052">{{Citat revistă|nume=Kuskov|nume2=Kronrod, V.A.|prenume=O.L.|an=2005|titlu=Internal structure of Europa and Callisto|journal=Icarus|volum=177|număr=2|pagini=550–369|bibcode=2005Icar..177..550K|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014}}</ref> <ref name="Showman19992">{{Citat revistă|nume=Showman|nume2=Malhotra|prenume=A. P.|prenume2=R.|dată=1 October 1999|titlu=The Galilean Satellites|journal=Science|volum=286|număr=5437|pagini=77–84|pmid=10506564|doi=10.1126/science.286.5437.77}}</ref>

Suprafața lui Callisto este cea mai veche și cea mai puternic [[Crater de impact|craterată]] din Sistemul Solar. <ref>{{Citat web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Callisto|titlu=Callisto – Overview – Planets – NASA Solar System Exploration|archiveurl=https://web.archive.org/web/20140328070532/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Callisto|lucrare=NASA Solar System Exploration|archivedate=28 March 2014}}</ref> Suprafața sa este complet acoperită cu cratere. <ref>{{Citat carte|titlu=Guinness Book of World Records 2014|nume=Glenday|prenume=Craig|editură=Guinness World Records Limited|an=2013|isbn=978-1-908843-15-9|pagină=[https://archive.org/details/guinnessworldrec0000unse_r3e7/page/187 187]|url=https://archive.org/details/guinnessworldrec0000unse_r3e7/page/187}}</ref> Nu prezintă semne ale proceselor subterane, cum ar fi [[tectonica plăcilor]] sau [[Vulcan|vulcanismul]], fără semne că activitatea geologică în general a avut loc vreodată și se crede că a evoluat predominant sub influența [[Crater de impact|impacturilor]]. <ref name="Greeley 2000">{{Citat revistă|nume=Greeley|nume2=Klemaszewski, J. E.|nume3=Wagner, L.|prenume=R.|an=2000|titlu=Galileo views of the geology of Callisto|journal=Planetary and Space Science|volum=48|număr=9|pagini=829–853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|display-authors=etal}}</ref> Caracteristicile proeminente ale suprafeței includ [[Structuri cu mai multe inele|structuri multi-inelate]], [[Crater de impact|cratere de impact]] de diferite forme și lanțuri de cratere ( ''catenae'' ) și scarpurile, crestele și depozitele asociate. <ref name="Greeley 2000" /> La scară mică, suprafața este variată și este alcătuită din [[Depozit (geologie)|depozite]] mici, strălucitoare de brumă la vârfurile petelor înalte, înconjurate de o pătură joasă, netedă, de material întunecat. <ref name="Moore2004">{{Citat enciclopedie|last2=Chapman|first2=Clark R.|last3=Bierhaus|first3=Edward B.|title=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor-last=Bagenal, Fran|display-authors=etal}}</ref> Se crede că aceasta rezultă din degradarea condusă de [[sublimare]] a formelor de [[Formă de relief|relief]] mici, care este susținută de deficitul general de cratere mici și prezența a numeroase bucăți mici, considerate a fi rămășițele acestora. <ref name="Moore1999">{{Citat revistă|nume=Moore|nume2=Asphaug, Erik|nume3=Morrison, David|nume4=Spencer|nume5=Chapman|nume6=Bierhaus|nume7=Sullivan|nume8=Chuang|nume9=Klemaszewski|prenume=Jeffrey M.|prenume4=John R.|prenume5=Clark R.|prenume6=Beau|prenume7=Robert J.|prenume8=Frank C.|prenume9=James E.|an=1999|titlu=Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission|url=https://zenodo.org/record/1229836|journal=Icarus|volum=140|număr=2|pagini=294–312|bibcode=1999Icar..140..294M|doi=10.1006/icar.1999.6132}}</ref> Vârstele absolute ale formelor de relief nu sunt cunoscute.

Callisto este înconjurat de o [[atmosferă]] extrem de subțire compusă din [[dioxid de carbon]] <ref name="Carlson 1999">{{Citat revistă|nume=Carlson|prenume=R. W.|an=1999|titlu=A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20081003231710/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|journal=Science|volum=283|număr=5403|pagini=820–821|pmid=9933159|bibcode=1999Sci...283..820C|doi=10.1126/science.283.5403.820|access-date=10 July 2007|archive-date=3 October 2008|display-authors=etal}}</ref> și probabil oxigen molecular, <ref name="Liang 2005">{{Citat revistă|nume=Liang|nume2=Lane, B. F.|nume3=Pappalardo, R. T.|prenume=M. C.|an=2005|titlu=Atmosphere of Callisto|journal=Journal of Geophysical Research|volum=110|număr=E2|pagini=E02003|bibcode=2005JGRE..11002003L|doi=10.1029/2004JE002322|display-authors=etal}}</ref> precum și de o [[ionosferă]] destul de intensă. <ref name="Kliore 2002">{{Citat revistă|nume=Kliore|nume2=Anabtawi, A.|nume3=Herrera, R. G.|prenume=A. J.|an=2002|titlu=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations|url=https://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/2027.42/95670/1/jgra16576.pdf|journal=Journal of Geophysical Research|volum=107|număr=A11|pagină=1407|bibcode=2002JGRA.107kSIA19K|doi=10.1029/2002JA009365|display-authors=etal}}</ref> Se crede că Callisto s-a format prin [[Acreție (astronomie)|acumulare]] lentă de pe discul de gaz și praf care l-a înconjurat pe Jupiter după formarea sa. <ref name="Canup2002">{{Citat revistă|nume=Canup|nume2=Ward, William R.|prenume=Robin M.|an=2002|titlu=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion|url=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf|journal=The Astronomical Journal|volum=124|număr=6|pagini=3404–3423|bibcode=2002AJ....124.3404C|doi=10.1086/344684}}</ref> Creșterea treptată a lui Callisto și lipsa încălzirii mareice au însemnat că nu era disponibilă suficientă căldură pentru [[diferențiere planetară|diferențierea]] rapidă. [[Convecție|Convecția]] lentă din interiorul lui Callisto, care a început la scurt timp după formare, a condus la diferențierea parțială și, posibil, la formarea unui ocean subteran la o adâncime de 100-150.&nbsp;km și un [[Miez planetar|miez]] mic, stâncos. <ref name="Spohn 2003">{{Citat revistă|nume=Spohn|nume2=Schubert, G.|prenume=T.|an=2003|titlu=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|url=http://www.igpp.ucla.edu/public/mkivelso/refs/PUBLICATIONS/SpohnSchubrt03GLLsats.pdf|journal=Icarus|volum=161|număr=2|pagini=456–467|bibcode=2003Icar..161..456S|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9}}</ref>

Prezența probabilă a unui ocean în Callisto lasă deschisă posibilitatea ca acesta să adăpostească [[Viață extraterestră|viață]]. Cu toate acestea, se consideră că condițiile sunt mai puțin favorabile decât în [[Europa (satelit)|Europa]] din apropiere. <ref name="Lipps2004">{{Citat revistă|nume=Lipps|nume2=Delory, Gregory|nume3=Pitman, Joe|prenume=Jere H.|an=2004|titlu=Astrobiology of Jupiter's Icy Moons|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20080820014713/http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|url=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|serie=Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology VIII|journal=Proc. SPIE|volum=5555|pagină=10|editor1-last=Hoover|editor2-last=Levin|editor3-last=Rozanov|editor1-first=Richard B|editor2-first=Gilbert V|editor3-first=Alexei Y|bibcode=2004SPIE.5555...78L|doi=10.1117/12.560356|archive-date=20 August 2008|display-authors=etal}}</ref> Diverse sonde spațiale de la ''[[Pioneer 10]]'' și ''[[Pioneer 11|11]]'' până la ''[[Galileo (sondă spațială)|Galileo]]'' și ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]'' l-au studiat pe Callisto. Datorită nivelurilor sale scăzute de [[radiație]], Callisto a fost considerat de mult timp cel mai potrivit loc pentru o bază umană pentru explorarea viitoare a sistemului Jovian. <ref name="HOPE">{{Citat web|url=http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|nume=Trautman|titlu=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|publisher=NASA|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120119170143/http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|first1=Pat|last2=Bethke, Kristen|year=2003|archivedate=19 January 2012}}</ref>

== Istorie ==

=== Descoperire ===
Callisto a fost descoperit de Galileo în ianuarie 1610, împreună cu alți trei mari sateliți [[Ganymede (satelit)|jovieni]] - Ganymede, [[Io (satelit)|Io]] și [[Europa (satelit)|Europa]]. <ref name="Galilei">{{Citat carte|nume=Galilei|prenume=G.|titlu=Sidereus Nuncius|dată=13 March 1610}}</ref>

=== Nume ===
Callisto este numit după unul dintre numeroșii iubitori ai [[Zeus|lui Zeus]] sau alți parteneri din [[mitologia greacă]]. [[Callisto (mitologie)|Callisto]] a fost o nimfă (sau, conform unor surse, fiica lui [[Lycaon]] ) care a fost asociată cu zeița vânătorii, [[Artemis]]. <ref name="Galileo">{{Citat web|url=http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html|titlu=Satellites of Jupiter|publisher=The Galileo Project|accessdate=31 July 2007}}</ref> Numele a fost sugerat de [[Simon Marius]] la scurt timp după descoperirea lui Callisto. <ref name="Marius">{{Citat carte|nume=Marius, S.|legătură-autor=Marius, S.|titlu=Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici|url=http://galileo.rice.edu/sci/marius.html|an=1614}}</ref> Marius ia atribuit sugestia lui [[Johannes Kepler]]. <ref name="Galileo" />{{Citat|''... autem celebrantur tres fœminæ Virgines, quarum furtivo amore Iupiter captus & positus est... Calisto Lycaonis... filia... à me vocatur... Quartus denique Calisto... [Io,] Europa, Ganimedes puer, atque Calisto, lascivo nimium perplacuere Jovi.''}}{{quote|...Mai întâi, vor fi onorate trei tinere care au fost capturate de Jupiter pentru dragoste secretă, [inclusiv] Callisto, fiica lui Lycaon...În final, al patrulea  [satelit] este numit de mine Callisto... Io, Europa, băiatul Ganymede, și Callisto l-au încântat foarte mult pe Jupiter.<ref>{{cite book |last1=Marius |first1=Simon |title=Mundus Iovialis: anno MDCIX detectus ope perspicilli Belgici, hoc est, quatuor Jovialium planetarum, cum theoria, tum tabulæ |date=1614 |publisher=Sumptibus & Typis Iohannis Lauri |location=Nuremberg |page=B2, recto and verso (images 35 and 36), with erratum on last page (image 78) |url=https://repository.ou.edu/uuid/748b6fe7-62da-5877-ae84-885372b3030c |access-date=30 June 2020}}</ref>}}
[[Fișier:Galilean_moons_around_Jupiter.gif|dreapta|miniatura|Sateliții galileenei în jurul lui Jupiter{{Legend inline|Lime|Jupiter}}]]
Cu toate acestea, numele [[Sateliții galileeni|sateliților galileeni]] au ieșit din uz pentru o perioadă considerabilă de timp și nu au reintrat în uz comun până la mijlocul secolului al XX-lea. În cea mai mare parte a literaturii astronomice anterioare, Callisto este denumit prin denumirea sa numerică romană, un sistem introdus de Galileo, ca '''{{Nowrap|Jupiter IV}}''' sau „al patrulea satelit al lui Jupiter”. <ref name="Barnard1892">{{Citat revistă|nume=Barnard|prenume=E. E.|an=1892|titlu=Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter|journal=Astronomical Journal|volum=12|pagini=81–85|bibcode=1892AJ.....12...81B|doi=10.1086/101715}}</ref>

== Orbită și rotație ==
[[Fișier:001221_Cassini_Jupiter_&_Europa_&_Callisto.jpg|miniatura|Callisto (stânga jos), Jupiter (dreapta sus) și Europa (sub și stânga [[Marea Pată Roșie|Marei pete roșii]] al lui Jupiter) văzute de ''[[Cassini-Huygens|Cassini–Huygens]]'']]
Callisto este cel mai exterior dintre cei patru sateliți galileeni ai lui Jupiter. Orbitează la o distanță de aproximativ 1&nbsp;880&nbsp;000&nbsp;km (26,3 ori 71&nbsp;492&nbsp;km raza lui Jupiter însuși). <ref name="orbit">{{Citat web|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem|titlu=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|publisher=Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology}}</ref> Aceasta este semnificativ mai mare decât raza orbitală—1&nbsp;070&nbsp;000&nbsp;km — de cel mai apropiat satelit galilean, Ganymede. Ca urmare a acestei orbite relativ îndepărtate, Callisto nu participă la [[Rezonanță orbitală|rezonanța]] în care cei trei sateliți interiori galileeni sunt blocați - și probabil nu a făcut-o niciodată. <ref name="Musotto20022">{{Citat revistă|nume=Musotto|nume2=Varadi, Ferenc|nume3=Moore, William|nume4=Schubert, Gerald|prenume=Susanna|an=2002|titlu=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|journal=Icarus|volum=159|număr=2|pagini=500–504|bibcode=2002Icar..159..500M|doi=10.1006/icar.2002.6939}}</ref>

La fel ca majoritatea altor sateliți planetari obișnuiți, rotația lui Callisto este blocată pentru a fi [[Rotație sincronă|sincronă]] cu orbita sa. <ref name="Anderson 2001">{{Citat revistă|nume=Anderson|nume2=Jacobson, R. A.|nume3=McElrath, T. P.|nume4=Moore|nume5=Schubert|nume6=Thomas|prenume=J. D.|prenume4=W. B.|prenume5=G.|prenume6=P. C.|an=2001|titlu=Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto|journal=Icarus|volum=153|număr=1|pagini=157–161|bibcode=2001Icar..153..157A|doi=10.1006/icar.2001.6664}}</ref> Durata zilei lui Callisto, concomitent cu [[Perioadă sinodică|perioada sa orbitală]], este de aproximativ 16,7 zile pământești. Orbita sa este foarte puțin excentrică și înclinată față de [[Ecuator|ecuatorul]] Jovian, [[Excentricitate orbitală|excentricitatea]] și [[Înclinație orbitală|înclinația]] schimbându-se cvasi-periodic datorită perturbațiilor gravitaționale solare și planetare pe o scară de timp de secole. Intervalele de modificare sunt 0,0072–0,0076 și, respectiv, 0,20–0,60°. <ref name="Musotto20023">{{Citat revistă|nume=Musotto|nume2=Varadi, Ferenc|nume3=Moore, William|nume4=Schubert, Gerald|prenume=Susanna|an=2002|titlu=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites|journal=Icarus|volum=159|număr=2|pagini=500–504|bibcode=2002Icar..159..500M|doi=10.1006/icar.2002.6939}}</ref> Aceste variații orbitale fac ca [[Înclinare axială|înclinarea axială]] (unghiul dintre axa de rotație și cea orbitală) să varieze între 0,4 și 1,6°. <ref name="Bills2005">{{Citat revistă|nume=Bills|prenume=Bruce G.|an=2005|titlu=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter|url=https://zenodo.org/record/1259023|journal=Icarus|volum=175|număr=1|pagini=233–247|bibcode=2005Icar..175..233B|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028}}</ref>

Izolarea dinamică a lui Callisto înseamnă că nu a fost niciodată încălzit mareic apreciabil, ceea ce are consecințe importante pentru structura și [[Evoluție|evoluția]] sa internă. <ref name="Freeman2006">{{Citat revistă|nume=Freeman|prenume=J.|an=2006|titlu=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|journal=Planetary and Space Science|volum=54|număr=1|pagini=2–14|bibcode=2006P&SS...54....2F|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003|archive-date=24 August 2007}}</ref> Distanța sa față de Jupiter înseamnă, de asemenea, că [[flux|fluxul]] de [[particulă încărcată electric|particule încărcate]] din [[Magnetosferă|magnetosfera]] lui Jupiter la suprafața sa este relativ scăzut - de aproximativ 300 de ori mai mic decât, de exemplu, cel de pe [[Europa (satelit)|Europa]]. Prin urmare, spre deosebire de ceilalți sateliți galileeni, iradierea cu particule încărcate a avut un efect relativ minor asupra suprafeței lui Callisto. <ref name="Cooper20012">{{Citat revistă|nume=Cooper|nume2=Johnson, Robert E.|nume3=Mauk, Barry H.|nume4=Garrett|nume5=Gehrels|prenume=John F.|prenume4=Garry H.|prenume5=Neil|an=2001|titlu=Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20120116225011/http://people.virginia.edu/~rej/Icarus_Jan2001_Cooper_et_al.pdf|url=http://people.virginia.edu/~rej/Icarus_Jan2001_Cooper_et_al.pdf|journal=Icarus|volum=139|număr=1|pagini=133–159|bibcode=2001Icar..149..133C|doi=10.1006/icar.2000.6498|access-date=25 October 2011|archive-date=16 January 2012}}</ref> Nivelul de radiație de la suprafața lui Callisto este echivalent cu o doză de aproximativ 0,01 [[Röntgen echivalent om|rem]] (0,1 [[Sievert|mSv]] ) pe zi, care este de peste zece ori mai mare decât radiația medie de fond a Pământului. <ref>{{Citat carte|url=http://www.unscear.org/unscear/en/publications/2008_1.html|titlu=United Nations Scientific Committee on the Effects of Atomic Radiation|editură=United Nations|an=2008|isbn=978-92-1-142274-0|locul-publicării=New York|pagini=4}}</ref> <ref name="ringwald">{{Citat web|url=http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt|nume=Frederick A. Ringwald|titlu=SPS 1020 (Introduction to Space Sciences)|publisher=California State University, Fresno|date=29 February 2000|accessdate=4 July 2009|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080725050708/http://zimmer.csufresno.edu/~fringwal/w08a.jup.txt|archivedate=25 July 2008}}</ref>

== Caracteristici fizice ==

=== Compoziție ===
[[Fișier:Callisto,_Earth_&_Moon_size_comparison.jpg|stanga|miniatura|Comparația mărimilor [[Pământ|Pământului]], [[Luna|Lunii]] și lui Callisto]]
[[Fișier:PIA00844_NIMS_spectra.gif|dreapta|miniatura|Spectrele IR apropiate ale câmpiilor craterizate întunecate (roșu) și structura de impact Asgard (albastru), care arată prezența mai mare a gheții ( benzi de absorbție de la 1 la 2 [[Micrometru (unitate)|μm]] ) <ref name="Clark">{{Citat revistă|nume=Clark|prenume=R. N.|dată=10 April 1981|titlu=Water frost and ice: the near-infrared spectral reflectance 0.65–2.5 μm|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20110606002239/http://www.agu.org/pubs/crossref/1981/JB086iB04p03087.shtml|url=http://www.agu.org/pubs/crossref/1981/JB086iB04p03087.shtml|journal=[[Journal of Geophysical Research]]|volum=86|număr=B4|pagini=3087–3096|bibcode=1981JGR....86.3087C|doi=10.1029/JB086iB04p03087|access-date=3 March 2010|archive-date=6 June 2011}}</ref> și mai puțin material stâncos în Asgard.]]
[[Densitate|Densitatea]] medie a lui Callisto, 1,83&nbsp;g/cm <sup>3</sup>, <ref name="Anderson 20012">{{Citat revistă|nume=Anderson|nume2=Jacobson, R. A.|nume3=McElrath, T. P.|nume4=Moore|nume5=Schubert|nume6=Thomas|prenume=J. D.|prenume4=W. B.|prenume5=G.|prenume6=P. C.|an=2001|titlu=Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto|journal=Icarus|volum=153|număr=1|pagini=157–161|bibcode=2001Icar..153..157A|doi=10.1006/icar.2001.6664}}</ref> sugerează o [[compoziție chimică |compoziție]] de părți aproximativ egale de material de rocă și [[gheață]], cu unele ghețuri volatile suplimentare, cum ar fi [[Amoniac|amoniacul]]. <ref name="Kuskov2005">{{Citat revistă|nume=Kuskov|nume2=Kronrod, V.A.|prenume=O.L.|an=2005|titlu=Internal structure of Europa and Callisto|journal=Icarus|volum=177|număr=2|pagini=550–369|bibcode=2005Icar..177..550K|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014}}</ref> Fracția de masă a gheții este de 49–55%. <ref name="Kuskov2005" /> <ref name="Spohn 20032">{{Citat revistă|nume=Spohn|nume2=Schubert, G.|prenume=T.|an=2003|titlu=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|url=http://www.igpp.ucla.edu/public/mkivelso/refs/PUBLICATIONS/SpohnSchubrt03GLLsats.pdf|journal=Icarus|volum=161|număr=2|pagini=456–467|bibcode=2003Icar..161..456S|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9}}</ref> Compoziția exactă a componentei de [[rocă]] a lui Callisto nu este cunoscută, dar este probabil apropiată de compoziția condritelor obișnuite de tip L/LL, <ref name="Kuskov2005" /> care se caracterizează prin mai puțin [[fier]] total, mai puțin fier metalic și mai mult [[oxid de fier]] decât condritele H. Raportul de greutate dintre fier și [[siliciu]] este de 0,9–1,3 în Callisto, în timp ce [[Soare|raportul solar]] este de aproximativ 1:8. <ref name="Kuskov2005" />

Suprafața lui Callisto are un [[albedo]] de aproximativ 20%. <ref name="Moore20042">{{Citat enciclopedie|last2=Chapman|first2=Clark R.|last3=Bierhaus|first3=Edward B.|title=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor-last=Bagenal, Fran|display-authors=etal}}</ref> Compoziția sa de suprafață este considerată a fi în general similară cu compoziția sa în ansamblu. [[Spectroscopie|Spectroscopia]] în infraroșu apropiat a scos la iveală prezența [[bandă de absorbție|benzilor de absorbție]] a gheții la lungimi de undă de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 și 3,0 micrometri. <ref name="Moore20042" /> Gheața pare să fie omniprezentă pe suprafața Callisto, cu o fracție de masă de 25–50%. <ref name="Showman1999">{{Citat revistă|nume=Showman|nume2=Malhotra|prenume=A. P.|prenume2=R.|dată=1 October 1999|titlu=The Galilean Satellites|journal=Science|volum=286|număr=5437|pagini=77–84|pmid=10506564|doi=10.1126/science.286.5437.77}}</ref> Analiza [[Spectru|spectrelor]] de înaltă rezoluție, [[Infraroșu|în infraroșu apropiat]] și [[Raze ultraviolete|UV]] obținute de sonda ''[[Galileo (sondă spațială)|Galileo]]'' și de la sol a scos la iveală diverse alte materiale: [[Silicat|silicați]] hidratați cu [[magneziu]] și [[fier]], <ref name="Moore20042" /> [[dioxid de carbon]], <ref name="Brown2003">{{Citat revistă|nume=Brown|nume2=Baines|nume3=Bellucci|nume4=Bibring|nume5=Buratti|nume6=Capaccioni|nume7=Cerroni|nume8=Clark|nume9=Coradini|prenume=R. H.|prenume2=K. H.|prenume3=G.|prenume4=J-P.|prenume5=B. J.|prenume6=F.|prenume7=P.|prenume8=R. N.|prenume9=A.|an=2003|titlu=Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter|journal=Icarus|volum=164|număr=2|pagini=461–470|bibcode=2003Icar..164..461B|doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9}}</ref> [[dioxid de sulf]], <ref name="Noll1996">{{Citat web|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|nume=Noll|titlu=Detection of SO<sub>2</sub> on Callisto with the Hubble Space Telescope|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|accessdate=25 July 2007|archiveurl=https://web.archive.org/web/20160604011832/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|first1=K.S.|year=1996|pagină=1852|archivedate=4 June 2016}}</ref> și, eventual, [[amoniac]] și diferiți [[Compus organic|compuși organici]]. <ref name="Showman1999" /> <ref name="Moore20042" /> Datele spectrale indică faptul că suprafața lui Callisto este extrem de eterogenă la scară mică. Petice mici și strălucitoare de gheață pură sunt amestecate cu pete dintr-un amestec de rocă-gheață și zone întinse întunecate, făcute dintr-un material fără gheață. <ref name="Moore20042" /> <ref name="Greeley 20002">{{Citat revistă|nume=Greeley|nume2=Klemaszewski, J. E.|nume3=Wagner, L.|prenume=R.|an=2000|titlu=Galileo views of the geology of Callisto|journal=Planetary and Space Science|volum=48|număr=9|pagini=829–853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|display-authors=etal}}</ref>

Suprafața callistoană este asimetrică: emisfera anterioară<ref name="footnote2" group="lower-alpha">The leading hemisphere is the hemisphere facing the direction of the orbital motion; the trailing hemisphere faces the reverse direction.</ref> este mai întunecată decât cea posterioară. Acest lucru este diferit pe alți [[Sateliții galileeni|sateliți galileeni]], unde este adevărat inversul. <ref name="Moore20043">{{Citat enciclopedie|last2=Chapman|first2=Clark R.|last3=Bierhaus|first3=Edward B.|title=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor-last=Bagenal, Fran|display-authors=etal}}</ref> Emisfera posterioară <ref name="footnote2" group="lower-alpha" /> a lui Callisto pare să fie îmbogățită în [[dioxid de carbon]], în timp ce emisfera anterioară are mai mult [[dioxid de sulf]]. <ref name="Hibbitts1998">{{Citat web|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|nume=Hibbitts|titlu=Distributions of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the Surface of Callisto|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|accessdate=10 July 2007|archiveurl=https://web.archive.org/web/20160604011832/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|first1=C.A.|last2=McCord, T. B.|last3=Hansen, G.B.|year=1998|pagină=1908|archivedate=4 June 2016}}</ref> Multe [[Crater de impact|cratere]] proaspete precum Lofn prezintă, de asemenea, o îmbogățire în dioxid de carbon. <ref name="Hibbitts1998" /> În general, compoziția chimică a suprafeței, în special în zonele întunecate, poate fi apropiată de cea observată pe [[Asteroid de tip D|asteroizii de tip D]] <ref name="Greeley 20003">{{Citat revistă|nume=Greeley|nume2=Klemaszewski, J. E.|nume3=Wagner, L.|prenume=R.|an=2000|titlu=Galileo views of the geology of Callisto|journal=Planetary and Space Science|volum=48|număr=9|pagini=829–853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|display-authors=etal}}</ref> ale căror suprafețe sunt făcute din material [[Carbon|carbonic]].

=== Structura interna ===
[[Fișier:Callisto_diagram.svg|stanga|miniatura|Model al structurii interne a lui Callisto care arată un strat de gheață la suprafață, un posibil strat de apă lichidă și un interior de rocă-gheață]]
Suprafața cu multe cratere a lui Callisto se află deasupra unei [[Litosferă|litosfere]] reci, rigide și înghețate, care are între 80 și 150 km grosime. <ref name="Kuskov20054">{{Citat revistă|nume=Kuskov|nume2=Kronrod, V.A.|prenume=O.L.|an=2005|titlu=Internal structure of Europa and Callisto|journal=Icarus|volum=177|număr=2|pagini=550–369|bibcode=2005Icar..177..550K|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014}}</ref> <ref name="Spohn 20034">{{Citat revistă|nume=Spohn|nume2=Schubert, G.|prenume=T.|an=2003|titlu=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|url=http://www.igpp.ucla.edu/public/mkivelso/refs/PUBLICATIONS/SpohnSchubrt03GLLsats.pdf|journal=Icarus|volum=161|număr=2|pagini=456–467|bibcode=2003Icar..161..456S|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9}}</ref> Un ocean sărat la 150–200&nbsp;km adâncime se poate afla sub scoarță, <ref name="Kuskov20054" /> <ref name="Spohn 20034" /> indicat de studiile [[Câmp magnetic|câmpurilor magnetice]] din jurul lui Jupiter și a sateliților săi. <ref name="Khurana 20002">{{Citat revistă|nume=Khurana|nume2=Kivelson|nume3=Stevenson|nume4=Schubert|nume5=Russell|nume6=Walker|nume7=Polanskey|prenume=K. K.|prenume2=M. G.|prenume3=D. J.|prenume4=G.|prenume5=C. T.|prenume6=R. J.|prenume7=C.|an=1998|titlu=Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf|journal=Nature|volum=395|număr=6704|pagini=777–780|pmid=9796812|bibcode=1998Natur.395..777K|doi=10.1038/27394|access-date=2022-07-08|archive-date=2022-10-09|archive-url=https://ghostarchive.org/archive/20221009/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf|dead-url=yes}}</ref> <ref name="Zimmer 20002">{{Citat revistă|nume=Zimmer|nume2=Khurana, K. K.|nume3=Kivelson|prenume=C.|prenume3=Margaret G.|an=2000|titlu=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations|url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf|journal=Icarus|volum=147|număr=2|pagini=329–347|bibcode=2000Icar..147..329Z|doi=10.1006/icar.2000.6456|access-date=2022-07-08|archive-date=2009-03-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20090327052124/http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf|dead-url=yes}}</ref> S-a descoperit că Callisto răspunde la câmpul magnetic de fundal al lui Jupiter ca o sferă perfect conducătoare ; adică câmpul nu poate pătrunde în interiorul Callisto, sugerând un strat de fluid foarte conductiv în interiorul acestuia cu o grosime de cel puțin 10&nbsp;km. <ref name="Zimmer 20002" /> Existența unui ocean este mai probabilă dacă apa conține o cantitate mică de [[amoniac]] sau alt [[Anticongelant|antigel]], până la 5% din greutate. <ref name="Spohn 20034" /> În acest caz, stratul de apă+gheață poate avea o grosime de 250–300&nbsp;km. <ref name="Kuskov20054" /> În lipsa unui ocean, litosfera înghețată poate fi ceva mai groasă, până la aproximativ 300&nbsp;km.

Sub litosferă și oceanul presupus, interiorul lui Callisto pare să nu fie nici complet uniform, nici deosebit de variabil. Datele sondei ''Galileo'' <ref name="Anderson 20013">{{Citat revistă|nume=Anderson|nume2=Jacobson, R. A.|nume3=McElrath, T. P.|nume4=Moore|nume5=Schubert|nume6=Thomas|prenume=J. D.|prenume4=W. B.|prenume5=G.|prenume6=P. C.|an=2001|titlu=Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto|journal=Icarus|volum=153|număr=1|pagini=157–161|bibcode=2001Icar..153..157A|doi=10.1006/icar.2001.6664}}</ref> (în special [[Moment de inerție|momentul adimensional de inerție]] <ref group="lower-alpha">The dimensionless moment of inertia referred to is <math>I / (mr^2)</math>, where {{Var|I}} is the moment of inertia, {{Var|m}} the mass, and {{Var|r}} the maximal radius. It is 0.4 for a homogenous spherical body, but less than 0.4 if density increases with depth.</ref> —0,3549&nbsp;±&nbsp;0,0042 — determinat în timpul zborurilor apropiate) sugerează că, dacă Callisto este în [[echilibru hidrostatic]], interiorul său este compus din [[Rocă|roci]] comprimate și [[gheață]], cantitatea de rocă crescând odată cu adâncimea datorită tasării parțiale a constituenților săi. <ref name="Kuskov20053">{{Citat revistă|nume=Kuskov|nume2=Kronrod, V.A.|prenume=O.L.|an=2005|titlu=Internal structure of Europa and Callisto|journal=Icarus|volum=177|număr=2|pagini=550–369|bibcode=2005Icar..177..550K|doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014}}</ref> <ref name="Anderson 1998">{{Citat revistă|nume=Anderson|nume2=Schubert, G.|nume3=Jacobson, R. A.|nume4=Lau|nume5=Moore|nume6=Sjo Gren|prenume=J. D.|prenume4=E. L.|prenume5=W. B.|prenume6=W. L.|an=1998|titlu=Distribution of Rock, Metals and Ices in Callisto|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20070926195310/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/19178/1/98-0442.pdf|journal=Science|volum=280|număr=5369|pagini=1573–1576|pmid=9616114|bibcode=1998Sci...280.1573A|doi=10.1126/science.280.5369.1573|archive-date=26 September 2007}}</ref> Cu alte cuvinte, Callisto poate fi doar parțial diferențiat. Densitatea și momentul de inerție pentru un Callisto în echilibru sunt compatibile cu existența unui miez mic de [[silicat]] în centrul lui Callisto. Raza unui astfel de nucleu nu poate depăși 600&nbsp;km, iar densitatea poate fi cuprinsă între 3,1 și 3,6&nbsp;g/ <sup>cm3</sup>. <ref name="Anderson 20013" /> <ref name="Kuskov20053" /> În acest caz, interiorul lui Callisto ar fi în contrast puternic cu cel al lui [[Ganymede (satelit)|Ganymede]], care pare a fi complet diferențiat. <ref name="Showman19993">{{Citat revistă|nume=Showman|nume2=Malhotra|prenume=A. P.|prenume2=R.|dată=1 October 1999|titlu=The Galilean Satellites|journal=Science|volum=286|număr=5437|pagini=77–84|pmid=10506564|doi=10.1126/science.286.5437.77}}</ref> <ref name="Sohl2002">{{Citat revistă|nume=Sohl|nume2=Spohn, T.|nume3=Breuer, D.|nume4=Nagel, K.|prenume=F.|an=2002|titlu=Implications from Galileo Observations on the Interior Structure and Chemistry of the Galilean Satellites|journal=Icarus|volum=157|număr=1|pagini=104–119|bibcode=2002Icar..157..104S|doi=10.1006/icar.2002.6828}}</ref>

Cu toate acestea, o reanaliza din 2011 a datelor Galileo sugerează că Callisto nu este în echilibru hidrostatic; coeficientul său S22 din datele gravitaționale este anormal de 10% din valoarea sa C22, ceea ce nu este în concordanță cu un corp în echilibru hidrostatic și astfel crește semnificativ barele de eroare ale momentului de inerție al lui Callisto. Mai mult, un Callisto nediferențiat nu este în concordanță cu prezența unui ocean intern substanțial, așa cum este dedus din datele magnetice, și ar fi dificil pentru un obiect la fel de mare ca Callisto să nu reușească să se diferențieze în orice moment. <ref name="Monteux2014">{{Citat revistă|nume=Monteux|nume2=Tobie|nume3=Choblet|nume4=Le Feuvre|prenume=J.|prenume2=G.|prenume3=G.|prenume4=M.|an=2014|titlu=Can large icy moons accrete undifferentiated?|url=https://hal.uca.fr/hal-01636068/file/Monteux-Icarus-V3-1-Final-2014.pdf|journal=Icarus|volum=237|pagini=377–387|bibcode=2014Icar..237..377M|doi=10.1016/j.icarus.2014.04.041}}</ref> În acest caz, datele gravitaționale pot fi mai consistente cu un Callisto mai complet diferențiat cu un miez de silicat hidratat. <ref name="Castillo-Rogez2011">{{Citat revistă|nume=Castillo-Rogez|prenume=J. C.|dată=2011|titlu=How differentiated is Callisto|url=https://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/2580.pdf|journal=42nd Lunar and Planetary Science Conference|pagini=2580|access-date=2 January 2020|display-authors=etal}}</ref>

=== Forme de relief ===
[[Fișier:Cratered_plains_PIA00745.jpg|stanga|miniatura|Imagine ''Galileo'' a câmpiilor craterizate, ilustrând netezirea locală omniprezentă a suprafeței lui Callisto]]
Suprafața antică a lui Callisto este una dintre cele mai puternic craterate din Sistemul Solar. <ref name="Zahnle 1998">{{Citat revistă|nume=Zahnle|nume2=Dones, L.|nume3=Levison|prenume=K.|prenume3=Harold F.|an=1998|titlu=Cratering Rates on the Galilean Satellites|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|journal=Icarus|volum=136|număr=2|pagini=202–222|pmid=11878353|bibcode=1998Icar..136..202Z|doi=10.1006/icar.1998.6015|archive-date=27 February 2008}}</ref> De fapt, densitatea [[Crater de impact|craterelor]] este aproape de [[wiktionary:saturation|saturație]] : orice crater nou va avea tendința de a șterge unul mai vechi. [[Geologie|Geologia]] la scară largă este relativ simplă; nu există munți mari pe Callisto, vulcani sau alte caracteristici [[Tectonică|tectonice]] endogene. <ref name="Bender 1997">{{Citat revistă|nume=Bender|nume2=Rice|nume3=Wilhelms|nume4=Greeley|prenume=K. C.|prenume2=J. W.|prenume3=D. E.|prenume4=R.|an=1997|titlu=Geological map of Callisto|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20150124085702/http://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm|url=https://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm|journal=Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference|volum=25|pagini=91|bibcode=1994LPI....25...91B|access-date=28 August 2017|archive-date=24 January 2015}}</ref> Craterele de impact și structurile cu mai multe inele - împreună cu fracturile asociate, escarpele și [[Depozit (geologie)|depozitele]] - sunt singurele forme de relief mari care se găsesc la suprafață. <ref name="Greeley 20004">{{Citat revistă|nume=Greeley|nume2=Klemaszewski, J. E.|nume3=Wagner, L.|prenume=R.|an=2000|titlu=Galileo views of the geology of Callisto|journal=Planetary and Space Science|volum=48|număr=9|pagini=829–853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|display-authors=etal}}</ref> <ref name="Bender 1997" />
  
Suprafața lui Callisto poate fi împărțită în mai multe părți diferite din punct de vedere geologic: câmpii craterizate, câmpii luminoase, câmpii netede luminoase și întunecate și diverse unități asociate cu structuri speciale multi-inelate și cratere. Câmpiile craterizate constituie cea mai mare parte a suprafeței și reprezintă litosfera antică, un amestec de gheață și material stâncos. Câmpiile luminoase includ cratere strălucitoare precum Burr și Lofn, precum și rămășițele șterse ale vechilor cratere mari numite palimpseste, părțile centrale ale structurilor multi-inelate și pete izolate din câmpiile craterizate. Aceste câmpii dechise la culoare sunt considerate a fi depozite de impact înghețate. Câmpiile strălucitoare și netede constituie o mică parte din suprafața lui Callisto și se găsesc în zonele de creastă și jgheab ale formațiunilor Valhalla și Asgard și ca pete izolate în câmpiile craterizate. S-a crezut că acestea sunt legate de activitatea endogenă, dar imaginile de înaltă rezoluție ale lui Galileo au arătat că câmpiile luminoase și netede se corelează cu terenul puternic fracturat și nodur și nu prezintă semne de refacere la suprafață. Imaginile Galileo au dezvăluit, de asemenea, zone mici, întunecate și netede, cu o acoperire totală mai mică de 10.000 km 2, care par să înglobeze terenul înconjurător. Sunt posibile depozite criovulcanice. Atât câmpiile luminoase, cât și diferitele câmpii netede sunt oarecum mai tinere și mai puțin craterizate decât câmpiile craterizate de fundal.  
[[Fișier:Callisto_Har_PIA01054.jpg|dreapta|miniatura|Craterul [[Hár (crater)|Hár]] cu o cupolă centrală. [[Lanț de crater|Lanțuri]] de [[Crater secundar|cratere secundare]] de la formarea craterului mai recent [[Tindr (crater)|Tindr]], în dreapta sus, traversează terenul.]]
Diametrele craterelor observate variază de la 0,1&nbsp;km — o limită definită de [[rezoluția imaginii]] — la peste 100&nbsp;km, fără a număra structurile multi-inelate. <ref name="Greeley 20006">{{Citat revistă|nume=Greeley|nume2=Klemaszewski, J. E.|nume3=Wagner, L.|prenume=R.|an=2000|titlu=Galileo views of the geology of Callisto|journal=Planetary and Space Science|volum=48|număr=9|pagini=829–853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|display-authors=etal}}</ref> Cratere mici, cu diametre mai mici de 5&nbsp;km, au forme simple de bol sau cu podea plată. Cei de 5–40&nbsp;km au de obicei un vârf central. Forme de relief de impact mai mari, cu diametre în intervalul 25-100&nbsp;km, au gropi centrale în loc de vârfuri, cum ar fi craterul [[Tindr (crater)|Tindr]]. <ref name="Greeley 20006" /> Cele mai mari cratere cu diametre de peste 60&nbsp;km pot avea cupole centrale, despre care se crede că sunt rezultatul [[Ridicare tectonica|ridicării tectonice]] centrale după un impact; <ref name="Greeley 20006" /> exemple includ craterele Doh și Hár. Un număr mic de cratere foarte mari - mai mult de 100&nbsp;km în diametru — luminoase prezintă o geometrie anormală a domului. Acestea sunt neobișnuit de puțin adânci și pot fi o formă de [[Formă de relief|relief]] de tranziție către structurile multi-inelate, ca și în cazul lui Lofn. <ref name="Greeley 20006" /> Craterele lui Callisto sunt în general mai puțin adânci decât cele de pe [[Luna|Lună]].
[[Fișier:Valhalla_crater_on_Callisto.jpg|miniatura|Imagine ''[[Voyager 1]]'' cu [[Valhalla (crater)|Valhalla]], o [[Crater complex|structură de impact]] multi-inelată cu 3800&nbsp;km în diametru]]
Cele mai mari cratere pe suprafața lui Callisto sunt bazinele cu mai multe inele. <ref name="Greeley 20007">{{Citat revistă|nume=Greeley|nume2=Klemaszewski, J. E.|nume3=Wagner, L.|prenume=R.|an=2000|titlu=Galileo views of the geology of Callisto|journal=Planetary and Space Science|volum=48|număr=9|pagini=829–853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|display-authors=etal}}</ref> <ref name="Bender 19973">{{Citat revistă|nume=Bender|nume2=Rice|nume3=Wilhelms|nume4=Greeley|prenume=K. C.|prenume2=J. W.|prenume3=D. E.|prenume4=R.|an=1997|titlu=Geological map of Callisto|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20150124085702/http://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm|url=https://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm|journal=Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference|volum=25|pagini=91|bibcode=1994LPI....25...91B|access-date=28 August 2017|archive-date=24 January 2015}}</ref> Două sunt enorme. [[Valhalla (crater)|Valhalla]] este cel mai mare, cu o regiune centrală strălucitoare de 600&nbsp;kilometri în diametru și inele care se extind până la 1.800&nbsp;kilometri de centru (vezi figura). <ref name="Map 2002">{{Citat hartă}}</ref> Al doilea ca mărime este [[Asgard (crater)|Asgard]], măsurând aproximativ 1.600&nbsp;kilometri în diametru. <ref name="Map 2002" /> Structurile cu mai multe inele au apărut probabil ca urmare a unei fracturi [[concentricitate|concentrice]] post-impact a litosferei aflată pe un strat de material moale sau lichid, posibil un ocean. <ref name="Klemaszewski2001">{{Citat web|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf|nume=Klemaszewski|titlu=Geological Evidence for an Ocean on Callisto|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|first1=J.A.|last2=Greeley, R.|year=2001|pagină=1818}}</ref> Catenele - de exemplu [[Gomul Catena]] - sunt lanțuri lungi de cratere aliniate în linii drepte pe suprafață. Ele au fost, probabil, create de obiecte care au fost perturbate de forțele maeice pe măsură ce treceau aproape de Jupiter înainte de impactul asupra lui Callisto sau de impacturi foarte [[wiktionary:oblique|oblice]]. <ref name="Greeley 20007" /> Un exemplu istoric de perturbare a fost [[Cometa Shoemaker-Levy 9]].

După cum s-a menționat mai sus, pe suprafața lui Callisto se găsesc mici pete de gheață pură cu un [[albedo]] de până la 80%, înconjurate de material mult mai întunecat. <ref name="Moore20044">{{Citat enciclopedie|last2=Chapman|first2=Clark R.|last3=Bierhaus|first3=Edward B.|title=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor-last=Bagenal, Fran|display-authors=etal}}</ref> Imaginile ''[[Galileo (sondă spațială)|Galileo]]'' de înaltă rezoluție au arătat că peticele luminoase sunt localizate predominant pe elementele de suprafață ridicate: [[Rim (cratere)|marginile]] craterelor, [[Escarp|scarpurile]], crestele și butoanele. <ref name="Moore20044" /> Este posibil să fie [[Depozit (geologie)|depozite]] subțiri de [[brumă]]. Materialul întunecat se află de obicei în zonele joase care înconjoară și învelesc zone luminoase și pare a fi neted. Formează adesea petice până la 5&nbsp;km în interiorul etajelor craterelor și în depresiunile dintre cratere. <ref name="Moore20044" />[[Fișier:Landslides_and_knobs_PIA01095.jpg|stanga|miniatura|Două [[Alunecare de teren|alunecări]] de teren 3–3.5&nbsp;km lungime sunt vizibile în partea dreaptă a etajelor celor două cratere mari din dreapta.]]
La o scară sub-kilometrică, suprafața lui Callisto este mai degradată decât suprafețele altor sateliți de gheață [[Sateliții galileeni|galileeni]]. <ref name="Moore20045">{{Citat enciclopedie|last2=Chapman|first2=Clark R.|last3=Bierhaus|first3=Edward B.|title=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor-last=Bagenal, Fran|display-authors=etal}}</ref> De obicei, există un deficit de cratere mici cu diametre mai mici de 1&nbsp;km în comparație cu, de exemplu, câmpiile întunecate de pe [[Ganymede (satelit)|Ganymede]]. <ref name="Greeley 20008">{{Citat revistă|nume=Greeley|nume2=Klemaszewski, J. E.|nume3=Wagner, L.|prenume=R.|an=2000|titlu=Galileo views of the geology of Callisto|journal=Planetary and Space Science|volum=48|număr=9|pagini=829–853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|display-authors=etal}}</ref> În loc de cratere mici, formele de relief aproape omniprezente sunt butoane mici și gropi. <ref name="Moore20045" /> Se crede că butoanele reprezintă rămășițe ale marginilor craterelor degradate de un proces încă incert. <ref name="Moore19992">{{Citat revistă|nume=Moore|nume2=Asphaug, Erik|nume3=Morrison, David|nume4=Spencer|nume5=Chapman|nume6=Bierhaus|nume7=Sullivan|nume8=Chuang|nume9=Klemaszewski|prenume=Jeffrey M.|prenume4=John R.|prenume5=Clark R.|prenume6=Beau|prenume7=Robert J.|prenume8=Frank C.|prenume9=James E.|an=1999|titlu=Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission|url=https://zenodo.org/record/1229836|journal=Icarus|volum=140|număr=2|pagini=294–312|bibcode=1999Icar..140..294M|doi=10.1006/icar.1999.6132}}</ref> Cel mai probabil proces candidat este [[Sublimare|sublimarea]] lentă a gheții, care este activată de o temperatură de până la 165&nbsp;[[Kelvin|K]], atins într-un punct subsolar. <ref name="Moore20045" /> O astfel de sublimare a apei sau a altor [[Volatile|substanțe volatile]] din gheața murdară care este [[Roca de bază|roca]] de bază provoacă descompunerea acesteia. Resturile negheață formează avalanșe de resturi care coboară de pe versanții pereților craterului. <ref name="Moore19992" /> Astfel de avalanșe sunt adesea observate în apropierea și în interiorul craterelor de impact și sunt numite „șorțuri de resturi”. <ref name="Moore20045" /> <ref name="Greeley 20008" /> <ref name="Moore19992" /> Uneori, pereții craterelor sunt tăiați de incizii sinuoase, asemănătoare văiilor, numite „grăvi”, care seamănă cu anumite forme de relief [[Marte (planetă)|marțiene]]. <ref name="Moore20045" /> În ipoteza sublimării gheții, materialul întunecat de jos este interpretat ca o pătură de resturi în principal non-gheață, care provin din marginile degradate ale craterelor și au acoperit o rocă predominant înghețată.

Vârstele relative ale diferitelor unități de suprafață de pe Callisto pot fi determinate din densitatea craterelor de pe acestea. Cu cât suprafața este mai veche, cu atât populația craterelor este mai densă. <ref name="Chapman1997">{{Citat web|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1221.pdf|nume=Chapman|titlu=Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results|publisher=Lunar and Planetary Science XXXI|first1=C.R.|last2=Merline|last3=Bierhaus|first2=W.J.|first3=B.|year=1997|pagină=1221}}</ref> Datarea absolută nu a fost efectuată, dar pe baza unor considerații teoretice, se crede că câmpiile craterizate sunt de ~4,5.&nbsp;[[Miliard|miliarde]] de ani, datând aproape de la formarea [[Sistemul solar|Sistemului Solar]]. Vârstele structurilor multi-inelate și craterelor de impact depind de ratele alese de craterizare de fond și sunt estimate de diferiți autori ca variază între 1 și 4&nbsp;miliarde de ani. <ref name="Greeley 20009">{{Citat revistă|nume=Greeley|nume2=Klemaszewski, J. E.|nume3=Wagner, L.|prenume=R.|an=2000|titlu=Galileo views of the geology of Callisto|journal=Planetary and Space Science|volum=48|număr=9|pagini=829–853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|display-authors=etal}}</ref> <ref name="Zahnle 19982">{{Citat revistă|nume=Zahnle|nume2=Dones, L.|nume3=Levison|prenume=K.|prenume3=Harold F.|an=1998|titlu=Cratering Rates on the Galilean Satellites|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20080227015923/http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf|journal=Icarus|volum=136|număr=2|pagini=202–222|pmid=11878353|bibcode=1998Icar..136..202Z|doi=10.1006/icar.1998.6015|archive-date=27 February 2008}}</ref>

=== Atmosferă și ionosferă ===
[[Fișier:Callisto_field.svg|dreapta|miniatura|Câmp magnetic indus în jurul lui Callisto]]
Callisto are o atmosferă foarte rarefiată compusă din [[dioxid de carbon]]. <ref name="Carlson 19992">{{Citat revistă|nume=Carlson|prenume=R. W.|an=1999|titlu=A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20081003231710/http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf|journal=Science|volum=283|număr=5403|pagini=820–821|pmid=9933159|bibcode=1999Sci...283..820C|doi=10.1126/science.283.5403.820|access-date=10 July 2007|archive-date=3 October 2008|display-authors=etal}}</ref> A fost detectată de spectrometrul de cartografiere în infraroșu apropiat ''Galileo'' (NIMS) din caracteristica sa de absorbție lângă lungimea de undă 4,2&nbsp;[[Micrometru (unitate)|micrometri]]. Presiunea de suprafață este estimată la 7,5 [[Bar|picobari]] (0,75 [[Pascal (unitate de măsură)|μPa]] ) și densitatea particulelor 4{{Esp|8}} &nbsp;cm <sup>−3</sup>. Pentru că o atmosferă atât de subțire s-ar pierde doar în aproximativ 4&nbsp;zile ''(vezi evadare atmosferică )'', trebuie reînnoită în mod constant, eventual prin sublimarea lentă a gheții de dioxid de carbon din scoarța de gheață a lui Callisto, <ref name="Carlson 19992" /> care ar fi compatibilă cu ipoteza sublimării-degradării pentru formarea butoanelor de la suprafață.

Ionosfera lui Callisto a fost detectată pentru prima dată în timpul zborurilor lui ''Galileo'' ; <ref name="Kliore 20022">{{Citat revistă|nume=Kliore|nume2=Anabtawi, A.|nume3=Herrera, R. G.|prenume=A. J.|an=2002|titlu=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations|url=https://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/2027.42/95670/1/jgra16576.pdf|journal=Journal of Geophysical Research|volum=107|număr=A11|pagină=1407|bibcode=2002JGRA.107kSIA19K|doi=10.1029/2002JA009365|display-authors=etal}}</ref> densitatea sa mare de electroni de 7–17{{Esp|4}} &nbsp;cm <sup>−3</sup> nu poate fi explicată numai prin fotoionizarea [[Dioxid de carbon|dioxidului de carbon]] atmosferic. Prin urmare, se suspectează că atmosfera lui Callisto este de fapt dominată de oxigen molecular (în cantități de 10-100 de ori mai mari decât {{Chem|CO|2}} ). <ref name="Liang 20052">{{Citat revistă|nume=Liang|nume2=Lane, B. F.|nume3=Pappalardo, R. T.|prenume=M. C.|an=2005|titlu=Atmosphere of Callisto|journal=Journal of Geophysical Research|volum=110|număr=E2|pagini=E02003|bibcode=2005JGRE..11002003L|doi=10.1029/2004JE002322|display-authors=etal}}</ref> Cu toate acestea, [[Oxigen|oxigenul]] nu a fost încă detectat direct în atmosfera lui Callisto. Observațiile cu [[telescopul spațial Hubble]] (HST) au plasat o limită superioară a posibilei sale concentrații în atmosferă, pe baza lipsei de detectare, care este încă compatibilă cu măsurătorile ionosferice. <ref name="Strobel2002">{{Citat revistă|nume=Strobel|nume2=Saur, Joachim|nume3=Feldman, Paul D.|prenume=Darrell F.|an=2002|titlu=Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor|journal=The Astrophysical Journal|volum=581|număr=1|pagini=L51–L54|bibcode=2002ApJ...581L..51S|doi=10.1086/345803|display-authors=etal}}</ref> În același timp, HST a fost capabil să detecteze oxigenul [[Condensare|condensat]] prins pe suprafața lui Callisto. <ref name="Spencer2002">{{Citat revistă|nume=Spencer|nume2=Calvin, Wendy M.|prenume=John R.|an=2002|titlu=Condensed O2 on Europa and Callisto|url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf|journal=The Astronomical Journal|volum=124|număr=6|pagini=3400–3403|bibcode=2002AJ....124.3400S|doi=10.1086/344307}}</ref>

Hidrogenul atomic a fost detectat, de asemenea, în atmosfera lui Callisto prin analiza recentă a datelor telescopului spațial Hubble din 2001. <ref name=":0">{{Citat revistă|nume=Roth|prenume=Lorenz|dată=27 May 2017|titlu=Detection of a hydrogen corona at Callisto|journal=Journal of Geophysical Research: Planets|volum=122|număr=5|pagini=1046–1055|bibcode=2017JGRE..122.1046R|doi=10.1002/2017JE005294|display-authors=et al}}</ref> Imaginile spectrale realizate pe 15 și 24 decembrie 2001 au fost reexaminate, dezvăluind un semnal slab de lumină împrăștiată care indică o coronă de hidrogen. Luminozitatea observată din lumina soarelui împrăștiată în corona de hidrogen a lui Callisto este de aproximativ două ori mai mare atunci când se observă emisfera anterioară. Această asimetrie poate proveni dintr-o abundență diferită de hidrogen atât în emisfera anterioară cât și în emisfera posterioară. Cu toate acestea, această diferență emisferică în luminozitatea coronei de hidrogen a lui Callisto este probabil să provină din stingerea semnalului din geocorona Pământului, care este mai mare atunci când se observă emisfera posterioară. <ref>{{Citat revistă|nume=Alday|nume2=Roth|nume3=Ivchenko|nume4=Retherford|nume5=Becker|nume6=Molyneux|nume7=Saur|prenume=Juan|prenume2=Lorenz|prenume3=Nickolay|prenume4=Kurt D|prenume5=Tracy M|prenume6=Philippa|prenume7=Joachim|dată=15 November 2017|titlu=New constraints on Ganymede's hydrogen corona: Analysis of Lyman-α emissions observed by HST/STIS between 1998 and 2014|journal=Planetary and Space Science|volum=148|pagini=35–44|issn=0032-0633|bibcode=2017P&SS..148...35A|doi=10.1016/j.pss.2017.10.006}}</ref>

În ultimii ani, s-au făcut încercări de a modela atmosfera lui Callisto pentru a obține o mai bună înțelegere a impactului interacțiunilor moleculare de coliziune. <ref>{{Citat revistă|nume=Carberry Mogan|nume2=Tucker|nume3=Johnson|nume4=Sreenivasan|nume5=Kumar|prenume=Shane R.|prenume2=Orenthal J.|prenume3=Robert E.|prenume4=Katepalli R.|prenume5=Sunil|dată=2020-12-01|titlu=The influence of collisions and thermal escape in Callisto's atmosphere|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103520303080|journal=Icarus|volum=352|pagini=113932|language=en|issn=0019-1035|doi=10.1016/j.icarus.2020.113932}}</ref> Modelarea atmosferei lui Callisto a constat într-o metodă cinectică de simulare a ciocnirilor care au loc între elementele constitutive ale atmosferei satelitului. Sprijinită de Divizia de explorare a sistemului solar a NASA Goddard Space Flight Center, o echipă de cercetători de la Centrul pentru Științe Spațiale de la NYU Abu Dhabi a simulat mediile lui Callisto pe o singură componentă și pe o bază multicomponentă de compuși volatili radiolitici. <ref>{{Citat revistă|nume=Carberry Mogan|nume2=Tucker|nume3=Johnson|nume4=Vorburger|nume5=Galli|nume6=Marchand|nume7=Tafuni|nume8=Kumar|nume9=Sahin|prenume=Shane R.|prenume2=Orenthal J.|prenume3=Robert E.|prenume4=Audrey|prenume5=Andre|prenume6=Benoit|prenume7=Angelo|prenume8=Sunil|prenume9=Iskender|dată=2021-11-01|titlu=A tenuous, collisional atmosphere on Callisto|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103521002621|journal=Icarus|volum=368|pagini=114597|language=en|issn=0019-1035|doi=10.1016/j.icarus.2021.114597}}</ref> Elementele constitutive luate în considerare în timpul simulării sunt cele menționate anterior și observate în atmosfera lui Callisto de către Telescopul Spațial Hubble: dioxid de carbon, oxigen molecular și hidrogen molecular. În cadrul modelului de cinetică moleculară utilizat pentru simulare, densitatea atmosferică aparent mare a lui Callisto poate fi descrisă prin acomodarea termică și desorbția compușilor enumerați mai sus. Această desorbție termică se propune a fi un produs al expunerii solare, cu variații mari de temperatură observate în timpul ciclului de zi și de noapte al satelitului. Prin utilizarea metodei Monte Carlo de simulare directă (DSMC), schimbul de energie între gazul molecular dinamic este evaluat cu fizica computațională a particulelor. <ref>{{Citat revistă|nume=Alexander|nume2=Garcia|prenume=Francis J.|prenume2=Alejandro L.|dată=1997|titlu=The Direct Simulation Monte Carlo Method|url=http://scitation.aip.org/content/aip/journal/cip/11/6/10.1063/1.168619|journal=Computers in Physics|volum=11|număr=6|pagini=588|language=en|doi=10.1063/1.168619}}</ref> Datorită tranziției de la interacțiunile de coliziune la interacțiunile fără coliziune, metoda DSMC poate descrie atmosfera lui Callisto cu o acuratețe relativă. <ref>{{Citat revistă|nume=Carberry Mogan|nume2=Tucker|nume3=Johnson|nume4=Sreenivasan|nume5=Kumar|prenume=Shane R.|prenume2=Orenthal J.|prenume3=Robert E.|prenume4=Katepalli R.|prenume5=Sunil|dată=2020-12-01|titlu=The influence of collisions and thermal escape in Callisto's atmosphere|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103520303080|journal=Icarus|volum=352|pagini=113932|language=en|issn=0019-1035|doi=10.1016/j.icarus.2020.113932}}</ref> Fiecare particulă a volatililor radiolitici a fost evaluată ținând cont de factori precum poziția inițială, viteza și energia internă. Având în vedere că metoda este tranzitorie prin natură, coliziunile atmosferice și desorbția termică au efect până când fiecare compus radiolitic volatil prezintă proprietăți de [[stare staționară]] la nivel macroscopic. Încălzirea și răcirea radiativă a atmosferei se evaluează la prânz și la miezul nopții, timpi care descriu când transferul de căldură respectiv este la maxim pentru fiecare capăt al scalei. Este important de remarcat că aceste simulări sunt efectuate în ipoteza că dioxidul de carbon, oxigenul și hidrogenul găsite în atmosfera lui Callisto se desorb termic în regolitul satelituluii, iar toate dinamicele termice prezentate sunt reprezentate doar de interacțiunea cinetică moleculară. Într-o evaluare a datelor prezentate pe parcursul simulării, densitatea atmosferei lui Callisto poate fi descrisă prin captarea hidrogenului gazos prin interacțiunea moleculară cu gazele mai grele, și anume dioxidul de carbon și oxigenul. Se presupune că cele trei volatile radiolitice sunt prezente pe întreaga suprafață a satelitului și sunt expulzate prin excitație termică. Odată ce compușii sunt încălziți, ei încep să radieze spre exterior de la suprafața satelitului. Datorită naturii mai ușoare a hidrogenului, se observă că acesta este constituentul principal implicat în coliziunea moleculară, încercând să scape prin fisurile macroscopice dintre constituenții mai grei. Această simulare oferă o perspectivă mai atentă asupra modului în care aceste interacțiuni cinetice dintre molecule influențează excitația fiecărui constituent și cum afectează aceasta atmosfera lui Callisto. Deși simulările sunt limitative din punct de vedere al variabilelor luate în considerare, se ajunge la concluzia că modelul de cinetică moleculară utilizat oferă densități simulate care se corelează cu pragurile așteptate prin intermediul detecției experimentale. <ref>{{Citat revistă|nume=Carberry Mogan|nume2=Tucker|nume3=Johnson|nume4=Vorburger|nume5=Galli|nume6=Marchand|nume7=Tafuni|nume8=Kumar|nume9=Sahin|prenume=Shane R.|prenume2=Orenthal J.|prenume3=Robert E.|prenume4=Audrey|prenume5=Andre|prenume6=Benoit|prenume7=Angelo|prenume8=Sunil|prenume9=Iskender|dată=2021-11-01|titlu=A tenuous, collisional atmosphere on Callisto|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103521002621|journal=Icarus|volum=368|pagini=114597|language=en|issn=0019-1035|doi=10.1016/j.icarus.2021.114597}}</ref>

== Origine și evoluție ==
Diferențierea parțială a lui Callisto (dedusă de exemplu din măsurătorile momentului de inerție) înseamnă că nu a fost niciodată încălzit suficient pentru a-și topi componenta de gheață. <ref name="Spohn 20033">{{Citat revistă|nume=Spohn|nume2=Schubert, G.|prenume=T.|an=2003|titlu=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|url=http://www.igpp.ucla.edu/public/mkivelso/refs/PUBLICATIONS/SpohnSchubrt03GLLsats.pdf|journal=Icarus|volum=161|număr=2|pagini=456–467|bibcode=2003Icar..161..456S|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9}}</ref> Prin urmare, cel mai favorabil model al formării sale este o [[Acreție (astronomie)|acreție]] lentă în [[Geneza și evoluția Sistemului Solar|subnebuloasa Joviană]] de densitate scăzută - un disc de gaz și praf care a existat în jurul lui Jupiter după formarea sa. <ref name="Canup20022">{{Citat revistă|nume=Canup|nume2=Ward, William R.|prenume=Robin M.|an=2002|titlu=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion|url=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf|journal=The Astronomical Journal|volum=124|număr=6|pagini=3404–3423|bibcode=2002AJ....124.3404C|doi=10.1086/344684}}</ref> O astfel de etapă de acumulare prelungită ar permite răcirii să țină pasul în mare măsură cu acumularea de căldură cauzată de impacturi, dezintegrare radioactivă și contracție, prevenind astfel topirea și diferențierea rapidă. <ref name="Canup20022" /> Scala de timp permisă de formare a lui Callisto se află atunci în intervalul 0,1&nbsp;milioane–10&nbsp;milioane de ani. <ref name="Canup20022" />
[[Fișier:Jagged_Hills_PIA03455.jpg|stanga|miniatura|Vederi ale butoanelor de gheață erodate (sus) și în mare parte erodate (de jos) (~100&nbsp;m înălțime), format posibil din resturile unui [[Crater de impact|impact]] antic]]
Evoluția ulterioară a lui Callisto după [[Acreție (astronomie)|acumulare]] a fost determinată de echilibrul încălzirii [[Radioactivitate|radioactive]], răcirii prin [[conducție termică]] aproape de suprafață și [[Convecție|convecției]] în stare solidă sau subsolidus în interior. <ref name="Freeman20062">{{Citat revistă|nume=Freeman|prenume=J.|an=2006|titlu=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|journal=Planetary and Space Science|volum=54|număr=1|pagini=2–14|bibcode=2006P&SS...54....2F|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003|archive-date=24 August 2007}}</ref> Detaliile convecției subsolidului în gheață reprezintă principala sursă de incertitudine în modelele tuturor sateliților înghețați. Se știe că se dezvoltă atunci când temperatura este suficient de aproape de punctul de [[Punct de topire|topire]], datorită dependenței de temperatură a [[Viscozitate|vâscozității]] gheții. <ref name="McKinnon2006">{{Citat revistă|nume=McKinnon|prenume=William B.|an=2006|titlu=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto|journal=Icarus|volum=183|număr=2|pagini=435–450|bibcode=2006Icar..183..435M|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004}}</ref> Convecția subsolidului în corpurile înghețate este un proces lent, cu mișcări ale gheții de ordinul 1&nbsp;centimetru pe an, dar este, de fapt, un mecanism de răcire foarte eficient pe perioade lungi de timp. <ref name="McKinnon2006" /> Se crede că se desfășoară în așa-numitul regim al capacului stagnant, în care un strat exterior rigid și rece a lui Callisto conduce căldura fără convecție, în timp ce gheața de sub acesta convecționează în regim subsolidus. <ref name="Spohn 20035">{{Citat revistă|nume=Spohn|nume2=Schubert, G.|prenume=T.|an=2003|titlu=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|url=http://www.igpp.ucla.edu/public/mkivelso/refs/PUBLICATIONS/SpohnSchubrt03GLLsats.pdf|journal=Icarus|volum=161|număr=2|pagini=456–467|bibcode=2003Icar..161..456S|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9}}</ref> <ref name="McKinnon2006" /> Pentru Callisto, stratul conductor exterior corespunde [[Litosferă|litosferei]] rece și rigide cu o grosime de aproximativ 100&nbsp;km. Prezența sa ar explica lipsa oricăror semne de activitate endogenă pe suprafața callistoană. <ref name="McKinnon2006" /> <ref name="Nagel2004">{{Citat revistă|nume=Nagel|nume2=Breuer, D.|nume3=Spohn, T.|prenume=K.a|an=2004|titlu=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto|journal=Icarus|volum=169|număr=2|pagini=402–412|bibcode=2004Icar..169..402N|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.019}}</ref> Convecția în părțile interioare ale lui Callisto poate fi stratificată, deoarece sub presiunile ridicate găsite acolo, [[Gheață|gheața]] există în diferite faze cristaline, începând de la gheața I de la suprafață până la gheața VII din centru. <ref name="Freeman20062" /> Debutul timpuriu al convecției subsolidus în interiorul callistoan ar fi putut preveni topirea gheții la scară largă și orice [[diferențiere planetară|diferențiere]] rezultată care altfel ar fi format un miez mare stâncos și o manta de gheață. Datorită procesului de convecție, totuși, separarea și diferențierea foarte lentă și parțială a rocilor și gheții din interiorul lui Callisto a avut loc la intervale de timp de miliarde de ani și ar putea continua până în prezent. <ref name="Nagel2004" />

Înțelegerea actuală a evoluției lui Callisto permite existența unui strat sau „ocean” de apă lichidă în interiorul său. Aceasta este legată de comportamentul anormal al temperaturii de topire a gheții I, care scade odată cu [[Presiune|presiunea]], atingând temperaturi de până la 251.&nbsp;K la 2.070&nbsp;bar (207&nbsp;[[Pascal (unitate de măsură)|MPa]] ). <ref name="Spohn 20036">{{Citat revistă|nume=Spohn|nume2=Schubert, G.|prenume=T.|an=2003|titlu=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|url=http://www.igpp.ucla.edu/public/mkivelso/refs/PUBLICATIONS/SpohnSchubrt03GLLsats.pdf|journal=Icarus|volum=161|număr=2|pagini=456–467|bibcode=2003Icar..161..456S|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9}}</ref> În toate modelele realiste ale lui Callisto, temperatura dintr-un strat între 100 și 200&nbsp;km adâncime este foarte aproape de, sau depășește ușor, această temperatură anormală de topire. <ref name="Freeman20063">{{Citat revistă|nume=Freeman|prenume=J.|an=2006|titlu=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20070824155106/http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf|journal=Planetary and Space Science|volum=54|număr=1|pagini=2–14|bibcode=2006P&SS...54....2F|doi=10.1016/j.pss.2005.10.003|archive-date=24 August 2007}}</ref> <ref name="McKinnon20062">{{Citat revistă|nume=McKinnon|prenume=William B.|an=2006|titlu=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto|journal=Icarus|volum=183|număr=2|pagini=435–450|bibcode=2006Icar..183..435M|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004}}</ref> <ref name="Nagel20042">{{Citat revistă|nume=Nagel|nume2=Breuer, D.|nume3=Spohn, T.|prenume=K.a|an=2004|titlu=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto|journal=Icarus|volum=169|număr=2|pagini=402–412|bibcode=2004Icar..169..402N|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.019}}</ref> Prezența chiar și a unor cantități mici de [[amoniac]] - aproximativ 1-2% în greutate - aproape garantează existența lichidului, deoarece amoniacul ar scădea și mai mult temperatura de topire. <ref name="Spohn 20036" />

Deși Callisto este foarte asemănător ca proprietăți cu [[Ganymede (satelit)|Ganymede]], se pare că a avut o [[Paleogeologie|istorie geologică]] mult mai simplă. Suprafața pare să fi fost modelată în principal de impacturi și alte forțe [[exogen|exogene]]. <ref name="Greeley 20005">{{Citat revistă|nume=Greeley|nume2=Klemaszewski, J. E.|nume3=Wagner, L.|prenume=R.|an=2000|titlu=Galileo views of the geology of Callisto|journal=Planetary and Space Science|volum=48|număr=9|pagini=829–853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|display-authors=etal}}</ref> Spre deosebire de vecinul Ganymede, cu terenul său canelat, există puține dovezi ale activității [[Tectonica plăcilor|tectonice]]. <ref name="Showman19994">{{Citat revistă|nume=Showman|nume2=Malhotra|prenume=A. P.|prenume2=R.|dată=1 October 1999|titlu=The Galilean Satellites|journal=Science|volum=286|număr=5437|pagini=77–84|pmid=10506564|doi=10.1126/science.286.5437.77}}</ref> Explicațiile care au fost propuse pentru contrastele în încălzirea internă și diferențierea ulterioară și activitatea geologică dintre Callisto și Ganymede includ diferențele în condițiile de formare, <ref name="Barr2">{{Citat revistă|nume=Barr|nume2=Canup, R. M.|prenume=A. C.|dată=3 August 2008|titlu=Constraints on gas giant satellite formation from the interior states of partially differentiated satellites|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]|volum=198|număr=1|pagini=163–177|bibcode=2008Icar..198..163B|doi=10.1016/j.icarus.2008.07.004}}</ref> încălzirea mareică mai mare experimentată de Ganymede <ref name="Showman2">{{Citat revistă|nume=Showman|nume2=Malhotra, R.|prenume=A. P.|dată=March 1997|titlu=Tidal evolution into the Laplace resonance and the resurfacing of Ganymede|journal=[[Icarus (journal)|Icarus]]|volum=127|număr=1|pagini=93–111|bibcode=1997Icar..127...93S|doi=10.1006/icar.1996.5669}}</ref> și impacturile mai numeroase și mai energetice care ar avea au fost suferite de Ganymede în timpul [[Marele bombardament târziu|bombardamentului puternic târziu]]. <ref name="Baldwin">{{Citat web|url=http://www.astronomynow.com/news/n1001/25galilean/|nume=Baldwin|titlu=Comet impacts explain Ganymede-Callisto dichotomy|date=25 January 2010|accessdate=1 March 2010|first1=E.|lucrare=[[Astronomy Now]]|archive-date=2010-01-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20100130231918/http://www.astronomynow.com/news/n1001/25galilean/|dead-url=yes}}</ref> <ref name="LPI1158">{{Cite conference|last=Barr|last2=Canup, R. M.|given=A. C.|date=March 2010|title=Origin of the Ganymede/Callisto dichotomy by impacts during an outer solar system late heavy bombardment|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/1158.pdf|location=Houston|accessdate=1 March 2010}}</ref> <ref name="Barr">{{Citat revistă|nume=Barr|nume2=Canup, R. M.|prenume=A. C.|dată=24 January 2010|titlu=Origin of the Ganymede–Callisto dichotomy by impacts during the late heavy bombardment|url=http://www.planetary.brown.edu/pdfs/ab19.pdf|journal=[[Nature Geoscience]]|volum=3|număr=March 2010|pagini=164–167|bibcode=2010NatGe...3..164B|doi=10.1038/NGEO746|access-date=2022-07-08|archive-date=2021-03-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20210301065853/http://www.planetary.brown.edu/pdfs/ab19.pdf|dead-url=yes}}</ref> Istoria geologică relativ simplă a lui Callisto oferă oamenilor de știință planetară un punct de referință pentru comparație cu alte lumi mai active și mai complexe. <ref name="Showman19994" />

== Potențială locuibilitate ==
Se speculează că ar putea exista viață în oceanul subteran al lui Callisto. La fel ca [[Europa (satelit)|Europa]] și [[Ganymede (satelit)|Ganymede]], precum și [[Sateliții naturali ai lui Saturn|sateliții lui Saturn]] [[Saturn|Enceladus]][[Enceladus (satelit)|,]] [[Dione (satelit)|Dione]] și [[Titan (satelit)|Titan]] și satelitul lui [[Neptun]] [[Triton (satelit)|Triton]], <ref name="Triton subsurface ocean">{{Citat revistă|nume=Nimmo|prenume=Francis|dată=15 January 2015|titlu=Powering Triton's recent geological activity by obliquity tides: Implications for Pluto geology|url=https://escholarship.org/content/qt99s8t6zm/qt99s8t6zm.pdf?t=nnm476|journal=Icarus|volum=246|pagini=2–10|bibcode=2015Icar..246....2N|doi=10.1016/j.icarus.2014.01.044}}</ref> un posibil ocean subteran ar putea fi compus din [[apă sărată]].

Este posibil ca [[Halofil|halofilii]] să prospere în ocean. <ref name="NASA finds ocean">{{Citat web|url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1998/ast22oct98_2/|nume=Phillips|titlu=Callisto makes a big splash|publisher=NASA|date=23 October 1998|accessdate=15 August 2015|first1=Tony|archive-date=2019-05-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20190528024102/https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1998/ast22oct98_2|dead-url=yes}}</ref> Ca și în cazul lui [[Europa (satelit)|Europa]] și [[Ganymede (satelit)|Ganymede]], a apărut ideea că condițiile locuibile și chiar [[Viață extraterestră|viața microbiană extraterestră]] pot exista în [[Ocean|oceanul]] sărat de sub suprafața callistoană. <ref name="Lipps20042">{{Citat revistă|nume=Lipps|nume2=Delory, Gregory|nume3=Pitman, Joe|prenume=Jere H.|an=2004|titlu=Astrobiology of Jupiter's Icy Moons|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20080820014713/http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|url=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|serie=Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology VIII|journal=Proc. SPIE|volum=5555|pagină=10|editor1-last=Hoover|editor2-last=Levin|editor3-last=Rozanov|editor1-first=Richard B|editor2-first=Gilbert V|editor3-first=Alexei Y|bibcode=2004SPIE.5555...78L|doi=10.1117/12.560356|archive-date=20 August 2008|display-authors=etal}}</ref> Cu toate acestea, condițiile de mediu necesare vieții par a fi mai puțin favorabile pe Callisto decât pe Europa. Principalele motive sunt lipsa contactului cu materialul stâncos și fluxul de căldură mai scăzut din interiorul lui Callisto. <ref name="Lipps20042" /> Omul de știință Torrence Johnson a spus următoarele despre compararea șanselor de viață pe Callisto cu șansele de pe alți [[Sateliții galileeni|sateliți galileeni]] : <ref name="NASA finds ocean" />

"Ingredientele de bază ale vieții – ceea ce numim „chimie prebiotică” – sunt abundente în multe obiecte din sistemul solar, cum ar fi cometele, asteroizii și lunile înghețate. Biologii cred că apa lichidă și energia sunt necesare pentru a susține viața, așa că este interesant să găsim un alt loc unde am putea avea apă lichidă. Însă, energia este o altă chestiune, iar în prezent, oceanul lui Callisto este încălzit doar de elemente radioactive, în timp ce Europa are și energie mareică, de la apropierea sa mai mare de Jupiter."

Pe baza considerațiilor menționate mai sus și a altor observații științifice, se crede că dintre toți sateliții lui Jupiter, Europa are cele mai mari șanse de a susține [[Microorganism|viața microbiană]]. <ref name="Lipps20043">{{Citat revistă|nume=Lipps|nume2=Delory, Gregory|nume3=Pitman, Joe|prenume=Jere H.|an=2004|titlu=Astrobiology of Jupiter's Icy Moons|urlarhivă=https://web.archive.org/web/20080820014713/http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|url=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf|serie=Instruments, Methods, and Missions for Astrobiology VIII|journal=Proc. SPIE|volum=5555|pagină=10|editor1-last=Hoover|editor2-last=Levin|editor3-last=Rozanov|editor1-first=Richard B|editor2-first=Gilbert V|editor3-first=Alexei Y|bibcode=2004SPIE.5555...78L|doi=10.1117/12.560356|archive-date=20 August 2008|display-authors=etal}}</ref> <ref name="François2005">{{Citat revistă|nume=François|prenume=Raulin|an=2005|titlu=Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations|journal=Space Science Reviews|volum=116|număr=1–2|pagini=471–487|bibcode=2005SSRv..116..471R|doi=10.1007/s11214-005-1967-x}}</ref>

== Explorare ==
Întâlnirile lui ''[[Pioneer 10]]'' și ''[[Pioneer 11]]'' cu Jupiter la începutul anilor 1970 au contribuit cu puține informații noi despre Callisto, în comparație cu ceea ce era deja cunoscut din observațiile de pe Pământ. <ref name="Moore20046">{{Citat enciclopedie|last2=Chapman|first2=Clark R.|last3=Bierhaus|first3=Edward B.|title=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor-last=Bagenal, Fran|display-authors=etal}}</ref> Adevărata descoperire a avut loc mai târziu, cu zborurile''[[Voyager 1]]'' și ''[[Voyager 2]]'', în 1979. Ei au fotografiat mai mult de jumătate din suprafața callistoană cu o rezoluție de 1–2&nbsp;km și i-a măsurat cu precizie temperatura, masa și forma. <ref name="Moore20046" /> O a doua rundă de explorare a durat din 1994 până în 2003, când nava spațială ''[[Galileo (nava spatiala)|Galileo]]'' a avut opt întâlniri apropiate cu Callisto, ultimul zbor pe orbită C30 în 2001 a fost aproape de 138.&nbsp;km la suprafață. Orbiterul ''Galileo'' a finalizat imagistica globală a suprafeței și a furnizat un număr de imagini cu o rezoluție de până la 15 metri din zonele selectate din Callisto. <ref name="Greeley 200010">{{Citat revistă|nume=Greeley|nume2=Klemaszewski, J. E.|nume3=Wagner, L.|prenume=R.|an=2000|titlu=Galileo views of the geology of Callisto|journal=Planetary and Space Science|volum=48|număr=9|pagini=829–853|bibcode=2000P&SS...48..829G|doi=10.1016/S0032-0633(00)00050-7|display-authors=etal}}</ref> În 2000, nava spațială ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]'' în drum spre [[Saturn]] a dobândit spectre infraroșii de înaltă calitate ale sateliților galileeni, inclusiv Callisto. <ref name="Brown20032">{{Citat revistă|nume=Brown|nume2=Baines|nume3=Bellucci|nume4=Bibring|nume5=Buratti|nume6=Capaccioni|nume7=Cerroni|nume8=Clark|nume9=Coradini|prenume=R. H.|prenume2=K. H.|prenume3=G.|prenume4=J-P.|prenume5=B. J.|prenume6=F.|prenume7=P.|prenume8=R. N.|prenume9=A.|an=2003|titlu=Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini's Flyby of Jupiter|journal=Icarus|volum=164|număr=2|pagini=461–470|bibcode=2003Icar..164..461B|doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9}}</ref> În februarie-martie 2007, sonda ''[[New Horizons]]'' în drum spre Pluto a obținut noi imagini și spectre ale lui Callisto. <ref name="Morring2007">{{Citat revistă|nume=Morring|prenume=F.|dată=7 May 2007|titlu=Ring Leader|url=https://archive.aviationweek.com/issue/20070507|journal=Aviation Week & Space Technology|pagini=80–83}}</ref>

Următoarea misiune planificată către sistemul Jovian este [[Jupiter Icy Moons Explorer|Jupiter Icy Moon Explorer]] (JUICE) [[Agenția Spațială Europeană|al Agenției Spațiale Europene]], care urmează să fie lansată în 2023. <ref>{{Citat web|url=https://sci.esa.int/web/juice|titlu=ESA Science & Technology - JUICE|publisher=[[ESA]]|date=8 November 2021|accessdate=10 November 2021}}</ref> Mai multe zboruri apropiate ale lui Callisto sunt planificate în timpul misiunii. <ref name="selection">{{Citat știre|title=Esa selects 1bn-euro Juice probe to Jupiter|url=https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-17917102|prenume=Jonathan|nume=Amos|data=2 May 2012|accessdate=2 May 2012|journal=[[BBC News Online]]}}</ref>

=== Propuneri vechi ===
Propusă anterior pentru o lansare în 2020, [[Misiunea sistemului Europa Jupiter|Europa Jupiter System Mission]] (EJSM) a fost o propunere comună [[NASA]] / [[Agenția Spațială Europeană|ESA]] pentru explorarea sateliților lui [[Jupiter]]. În februarie 2009 a fost anunțat că ESA/NASA au acordat prioritate acestei misiuni înaintea Misiunii Titan Saturn System. <ref>{{Citat știre|title=Jupiter in space agencies' sights|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm|prenume=Paul|nume=Rincon|data=20 February 2009|accessdate=20 February 2009|journal=BBC News}}</ref> La acea vreme, contribuția ESA se confrunta încă cu concurența de finanțare din partea altor proiecte ESA. <ref>{{Citat web|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=41177|titlu=Cosmic Vision 2015–2025 Proposals|publisher=ESA|date=21 July 2007|accessdate=20 February 2009}}</ref> EJSM a constat din Jupiter Europa Orbiter condus de NASA, Jupiter Ganymede Orbiter condus de ESA și, posibil, un Jupiter Magnetospheric Orbiter condus de [[Japan Aerospace Exploration Agency|JAXA]].

== Explorarea și colonizarea umană potențială ==
În 2003, [[NASA]] a efectuat un studiu conceptual numit Human Outer Planets Exploration (HOPE) cu privire la viitoarea explorare umană a [[Sistemul solar|Sistemului Solar exterior]]. Ținta aleasă să se ia în considerare în detaliu a fost Callisto. <ref name="HOPE2">{{Citat web|url=http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|nume=Trautman|titlu=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|publisher=NASA|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120119170143/http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|first1=Pat|last2=Bethke, Kristen|year=2003|archivedate=19 January 2012}}</ref> <ref>{{Citat revistă|nume=Troutman|nume2=Bethke, Kristen|nume3=Stillwagen, Fred|nume4=Caldwell, Darrell L. Jr.|nume5=Manvi, Ram|nume6=Strickland, Chris|nume7=Krizan, Shawn A.|prenume=Patrick A.|dată=28 January 2003|titlu=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|journal=AIP Conference Proceedings|volum=654|pagini=821–828|bibcode=2003AIPC..654..821T|doi=10.1063/1.1541373}}</ref>

Studiul a propus o posibilă bază pe Callisto care ar produce [[Propergol|propulsor de rachetă]] pentru explorarea ulterioară a Sistemului Solar. <ref name="CallistoBase2">{{Citat web|url=http://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf|titlu=Vision for Space Exploration|publisher=[[NASA]]|year=2004}}</ref> Avantajele unei baze pe Callisto includ radiația scăzută (datorită distanței sale față de Jupiter) și stabilitatea geologică. O astfel de bază ar putea facilita explorarea de la distanță a [[Europa (satelit)|Europei]] sau ar putea fi o locație ideală pentru o stație a sistemului Jovian care deservește navele spațiale care se îndreaptă mai departe în Sistemul Solar exterior, folosind o [[asistență gravitațională]] de la un zbor apropiat al lui Jupiter după plecarea de pe Callisto. <ref name="HOPE3">{{Citat web|url=http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|nume=Trautman|titlu=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration (HOPE)|publisher=NASA|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120119170143/http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf|first1=Pat|last2=Bethke, Kristen|year=2003|archivedate=19 January 2012}}</ref>

În decembrie 2003, NASA a raportat că o misiune cu echipaj către Callisto ar putea fi posibilă în anii 2040. <ref>{{Citat web|url=http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf|titlu=High Power MPD Nuclear Electric Propulsion (NEP) for Artificial Gravity HOPE Missions to Callisto|publisher=[[NASA]]|accessdate=25 June 2009|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120305055810/http://trajectory.grc.nasa.gov/aboutus/papers/STAIF-2003-177.pdf|year=2003|archivedate=5 March 2012}}</ref>
[[Fișier:Callisto_base.PNG|dreapta|miniatura|Impresie artistică a unei baze pe Callisto <ref name="CallistoBase">{{Citat web|url=http://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf|titlu=Vision for Space Exploration|publisher=[[NASA]]|year=2004}}</ref>]]

== Note explicative ==
{{notelist}}

== Note ==
{{listănote|2}}

== Vezi și ==
* [[Planetă|Clasificarea anterioară a planetelor]]
* [[Listă de cratere pe Callisto]]
* [[Listă de forme de relief pe Callisto]]
* [[Listă de sateliți naturali]]

== Legături externe ==
* [https://web.archive.org/web/20140328070532/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Jup_Callisto Profilul Callisto] la [http://solarsystem.nasa.gov/ site-ul de explorare a sistemului solar al NASA]
* [http://www.nineplanets.org/callisto.html Pagina Callisto de] la ''The Nine Planets''
* [https://web.archive.org/web/20110604053256/http://www.solarviews.com/eng/callisto.htm Pagina Callisto] la ''Vederi ale sistemului solar''
* [http://www.lpi.usra.edu/resources/cc/cchome.html Baza de date Callisto Crater] de la Institutul Lunar și Planetar
* [http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Callisto Imagini cu Callisto la JPL Planetary Photojournal]
* Film cu [https://web.archive.org/web/20100601171427/http://sos.noaa.gov/videos/Callisto.mov rotația lui Callisto de] la National Oceanic and Atmospheric Administration
* [http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03876 Harta Callisto cu nume de caracteristici] din [http://photojournal.jpl.nasa.gov/ Planetary Photojournal]
* [http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/CALLISTO/target Nomenclatura] [http://planetarynames.wr.usgs.gov/images/callisto_comp.pdf Callisto și harta Callisto cu nume de caracteristici] din pagina [http://planetarynames.wr.usgs.gov/ USGS cu nomenclatura planetară]
* [http://stereomoons.blogspot.com/2009/10/galileo-4-moons-at-400-years.html Imaginile 3D ale lui Paul Schenk și videoclipurile de zbor cu Callisto și alți sateliți exteriori ai sistemului solar]
* [https://www.google.com/maps/space/callisto/@13.1830935,-94.1384306,6879202m/data=!3m1!1e3 Google Callisto 3D], harta interactivă a lunii
{{Sateliții lui Jupiter|jy = }}
{{Jupiter}}
{{Sateliți solari}}
{{Sistemul solar}}

{{Control de autoritate}}
[[Categorie:Sateliții galileeni]]