Calisto é um satélite de Júpiter, descoberta em 7 de janeiro de 1610 por Galileu Galilei. É a terceira maior lua do Sistema Solar e a segunda maior do planeta Júpiter. Tem cerca de 99% do diâmetro de Mercúrio, mas apenas um terço de sua massa. É a quarta lua de Galileu por distância a Júpiter, com um raio orbital de cerca de 1 880 000 quilômetros. Não faz parte da ressonância orbital que afeta os outros três satélites de Galileu (Io, Europa e Ganimedes), e portanto, não sofre aquecimento pelas forças de maré. Sua rotação diferencial é síncrona, ou seja, uma face está sempre virada para Júpiter, enquanto a outra nunca é visível do planeta. A superfície de Calisto é menos afetada pela magnetosfera de Júpiter do que os seus outros satélites internos porque sua órbita está mais afastada do planeta.
É composto de quantidades aproximadamente iguais de rocha e gelo, com uma densidade média de 1,83 g/cm³. Os componentes identificados por espectroscopia da superfície incluem gelo, dióxido de carbono, silicatos e compostos orgânicos. Investigações pela sonda Galileu revelam que Calisto pode ter um pequeno núcleo de silicato e possivelmente um oceano subterrâneo de água líquida em profundidades superiores a 100 quilômetros.
Sua superfície é cheia de crateras e extremamente antiga. Não há nenhum sinal de atividade tectônica ou vulcanismo em sua superfície e pensa-se que sua evolução tem ocorrido principalmente sob a influência dos impactos de diversos meteoritos ao longo de sua existência. Os principais acidentes geográficos incluem várias crateras de impacto, grandes bacias de impacto com vários anéis concêntricos e cadeias de crateras com escarpas, cumes e depósitos. Em pequena escala, a superfície é variada e consiste em pequenos depósitos brilhantes congelados no topo das colinas, cercados por uma baixa manta de material escuro. A idade absoluta dos acidentes geográficos é desconhecida.
É cercado por uma atmosfera extremamente fina composta por dióxido de carbono, e provavelmente, oxigênio molecular, bem como por uma ionosfera bastante intensa. Pensa-se que Calisto se formou por uma lenta acreção a partir do disco de gás e poeira que circundava Júpiter após sua formação. A lenta convecção no interior de Calisto, que teve início logo após sua formação, produziu uma diferenciação parcial e oferece a possibilidade de que haja um oceano subterrâneo, a uma profundidade de 100 a 150 quilômetros, e pequeno núcleo rochoso.
A provável presença de um oceano dentro de Calisto deixa aberta a possibilidade de que possa abrigar vida. No entanto, acredita-se que as condições de Europa são melhores para a vida do que as de Calisto. Várias sondas já estudaram a lua. Por causa dos baixos níveis de radiação em sua superfície, Calisto tem sido considerado o local mais adequado para uma base para a futura exploração humana do sistema de Júpiter.
Descoberta e nomeação Calisto foi descoberto em janeiro de 1610 por Galileu Galilei, junto com as outras três luas de Galileu. Entretanto, é possível que tenha sido observado pelo astrônomo chinês Gan De em 362 a.C. O satélite recebeu o nome de uma das várias amantes de Zeus na mitologia grega. Na mitologia grega, Calisto foi uma ninfa (ou, de acordo com algumas fontes, a filha de Licaão) que foi associada à deusa da caça Ártemis. O nome foi sugerido por Simon Marius pouco tempo depois da descoberta da lua. Marius atribuiu a sugestão a Johannes Kepler. No entanto, os nomes dos satélites de Galileu não foram usados por um tempo considerável, e só foram utilizados normalmente no século XX. Em grande parte da literatura astronômica, Calisto é conhecido por sua designação com números romanos, um sistema introduzido por Galileu, com o nome de Júpiter IV, ou "o quarto satélite de Júpiter".
Órbita e rotação thumb|esquerda|200px|Imagem da sonda Cassini-Huygens mostrando Júpiter, Calisto (canto inferior esquerdo) e Europa (no canto inferior esquerdo da Grande Mancha Vermelha). Calisto é o satélite de Galileu mais distante de Júpiter, orbitando o planeta a uma distância de 1 880 000 quilômetros (26,3 vezes o raio de 71 398 quilômetros de Júpiter em si). Isso é muito maior que o semieixo maior do segundo satélite de Galileu mais longe de Júpiter, Ganimedes (1 070 000 quilômetros). Por causa dessa distância relativamente grande a Júpiter, Calisto não participa da ressonância orbital que afeta os outros três satélites de Galileu. Como a maioria das luas do Sistema Solar, a rotação de Calisto é síncrona, ou seja, o tempo que ele leva para completar uma órbita em torno de Júpiter é o mesmo tempo que leva para completar uma volta em torno do seu próprio eixo (16,7 dias terrestres). Sua órbita é pouco excêntrica e inclinada, mas muda quase periodicamente devido às perturbações gravitacionais solares e planetárias, em uma escala de tempo de séculos. A excentricidade orbital de Calisto muda de 0,0072 a 0,0076 e sua inclinação muda de 0,20 a 0,60°. Essas alterações orbitais causam a inclinação axial variar de 0,4 a 1,6°.
A isolação dinâmica de Calisto significa que nunca houve aquecimento de marés no satélite, o que teve importantes consequências para sua estrutura interna e evolução. Sua distância a Júpiter também significa que o fluxo de partículas carregadas da magnetosfera do planeta em sua superfície é relativamente baixa—cerca de 300 vezes menor do que em Europa, por exemplo. Consequentemente, ao contrário das outras luas de Galileu, a irradiação de partículas carregadas teve um efeito relativamente menor na superfície de Calisto, sendo o nível de radiação na superfície equivalente a uma dose de cerca de 0,01 rem (0,1 mSv) por dia. (Webcite from 2009-09-20)
Características físicas Composição thumb|direita|220px|Espectro infravermelho próximo de planícies escuras com crateras (em vermelho) e a cratera Asgard (em azul), mostrando a presença de mais gelo de água (bandas de absorção de 1 a 2 µm) e menos material rochoso na cratera. A densidade média de Calisto, 1,83 g/cm³, sugere uma composição de aproximadamente partes iguais de material rochoso e gelo de água, com alguns gelos voláteis adicionais como amônia. A fração da massa de gelo é de entre 49% e 55%. A composição exata de componentes rochosos de Calisto não é conhecida, mas é provavelmente próxima à composição de condritos ordinários de tipo L/LL, que são caracterizados por menos ferro, menos ferro metálico e mais óxido de ferro do que condritos H. A relação de peso entre o ferro e o silício em Calisto é de 0,9:1,3, enquanto no Sol é de 1:8. A superfície de Calisto tem um albedo de 20%. Pensa-se que a composição de sua superfície é muito parecida à composição de suas outras partes. A espectroscopia em infravermelho próximo revelou a presença de bandas de absorção de gelo e água em comprimentos de onda de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 e 3,0 micrômetros. O gelo de água parece estar em toda a superfície de Calisto, com uma fração de massa de 25% a 50%. Análises do espectro em alta resolução, em infravermelho próximo e em ultravioleta obtido pela sonda Galileu revelaram vários materiais que não são gelos: silicatos hidratados de magnésio e ferro, dióxido de carbono, dióxido de enxofre, e possivelmente amônia e vários compostos orgânicos. Dados espectrais indicaram que a superfície da lua é extremamente heterogênica em uma escala pequena. Pequenas partes brilhantes de gelo de água pura misturam-se com partes de rocha e gelo e grandes áreas escuras que não são compostas por materiais de gelo. A superfície de Calisto é assimétrica; o hemisfério condutor (o hemisfério voltado para a direção do movimento orbital) é mais escuro que o outro. Isso é diferente dos outros satélites de Galileu, onde acontece o contrário. O hemisfério condutor de Calisto tem mais dióxido de enxofre, enquanto o outro parece ter dióxido de carbono. Muitas das crateras de impacto jovens de Calisto, como a Lofn também mostram enriquecimento no dióxido de carbono. A composição da superfície de Calisto, especialmente em áreas escuras, pode ser parecida com a composição de asteroides tipo D.
Estrutura interna thumb|esquerda|160px|Modelo da estrutura interna de Calisto, mostrando gelo na superfície, uma possível camada de água líquida, e um interior de rochas e gelos. A superfície de Calisto está no topo de uma fria litosfera que está entre 80 e 150 km de profundidade. Um oceano salgado entre 50 e 200 km de profundidade pode existir abaixo da crosta, indicado por estudos do campo magnético de Júpiter e suas luas. Foi descoberto que Calisto responde às variações do campo magnético de Júpiter como uma esfera condutora, ou seja, o campo não pode penetrar dentro da lua, sugerindo a existência uma camada de um fluido altamente condutor no seu interior com uma espessura de pelo menos 10 km. A existência de um oceano é mais provável se a água contiver uma pequena quantidade de amônia ou outro anticongelante, com mais de 5% do oceano. Nesse caso o oceano pode ter de 250 a 300 km de profundidade. Se o oceano não existir, a litosfera de gelo pode ser mais profunda, com cerca de 300 km de profundidade. Abaixo da litosfera e do possível oceano, o interior de Calisto não é inteiramente uniforme, mas também não tem uma variabilidade muito grande. Dados obtidos pela sonda Galileu mostram que seu interior é composto de rochas e gelos comprimidos, com a quantidade de rochas aumentando com a profundidade. A densidade e momento de inércia são compatíveis com a existência de um pequeno núcleo de silicato no centro de Calisto. O raio do núcleo pode ser de até 600 km, e a densidade pode ser de 3,1 e 3,6 g/cm³, em contraste significativo ao interior de Ganimedes.
Características da superfície
thumb|esquerda|Imagem da sonda Galileu de planícies com crateras. A superfície de Calisto é uma das mais cheias de crateras do Sistema Solar. A densidade de crateras é muito próxima à saturação: qualquer nova cratera tende a apagar uma outra. A geologia em larga escala é relativamente simples; em Calisto, não há grandes montanhas, vulcões ou outras características tectônicas. As crateras de impacto e estruturas de múltiplos anéis, juntos com fraturas, escarpas e depósitos, são as únicas características grandes da superfície. A superfície de Calisto pode ser dividida em várias partes geológicas diferentes: planícies de crateras, planícies claras, planícies brilhantes e escuras, e várias unidades associadas a estruturas de múltiplos anéis e crateras de impacto. As planícies de crateras são a maior parte da superfície, e representam a antiga litosfera, uma mistura de gelo e material rochoso. As planícies claras incluem crateras de impacto brilhantes como a Burr e a Lofn, assim como os restos de crateras apagadas chamadas de palimpsestos, as partes centrais de estruturas de anéis múltiplos, e partes isoladas nas planícies de crateras. Essas planícies claras podem ser depósitos de crateras de gelo. As planícies brilhantes e lisas constituem uma fração pequena da superfície de Calisto e são achadas em zonas próximas às crateras Valhalla e Asgard e em zonas isoladas nas planícies de crateras. Imagens da sonda Galileu mostraram que as planícies brilhantes e lisas estão relacionadas com um terreno muito fraturado e áspero e não apresenta nenhum sinal de desgaste. As imagens da Galileu também revelaram áreas pequenas, escuras e lisas que cobriam uma área de 10 000 km², que parecem cercar o terreno próximo. Elas são possíveis depósitos de criovulcões. As planícies claras e as diversas planícies lisas são um pouco mais jovens e têm menos crateras do que as planícies de crateras.
thumb|direita|200px|A cratera de impacto Hár. thumb|direita|200px|Imagem da sonda Voyager 1 de Valhalla, uma estrutura de impacto de múltiplos anéis com de diâmetro.