Callisto, eller Jupiter IV, er en av Jupiters måner. Den er den åttende månen og den fjerde galileiske månen utover fra Jupiter, med en baneradius på ca.  km. Månen fullfører et omløp på 16,69 jorddager. Den er ikke en del av baneresonansen mellom Io, Europa og Ganymedes og er derfor ikke utsatt for tidevannsoppvarming. Callisto roterer synkront med baneperioden slik at samme halvkule alltid vender mot Jupiter. Overflaten er mindre påvirket av Jupiters magnetosfære enn på de andre galileiske månene fordi banen er lengre unna.

Månen er den tredje største månen i solsystemet og den nest største i det jovianske systemet, etter Ganymedes. Utenfor Jupiter-systemet er bare Titan større. Massen er ca. 33 % av massen til planeten Merkur, mens diameteren er 99 % av Merkurs. Callisto har planetmasse – stor nok til å gi hydrostatisk likevekt, og hadde vært en dvergplanet dersom den gikk i bane direkte rundt solen.

Callisto er sammensatt av omtrentlige like mengder bergarter og iser, med en gjennomsnittlig tetthet på ca. 1,83 g/cm³. Is, karbondioksid, silikater og organiske forbindelser er oppdaget spektroskopisk på overflaten. Data fra sonden Galileo antyder en liten steinete planetkjerne av silikater og muligens underjordiske hav av flytende vann på en dybde av 100–150 km.

Overflaten er svært gammel med en høy kratertetthet. Den viser ingen tegn til platetektonikk eller vulkanisme, og antas hovedsakelig å ha utviklet seg gjennom nedslag. Formasjonene omfatter ringstrukturer, variert formete nedslagskratre og kjeder av kratre (catanae) med tilhørende skråninger, åsrygger og avleiringer. Små, lyse frostavleiringer på de høyeste nivåene er omgitt av lavtliggende, jevne banker av mørke materialer, og antas å være et resultat av sublimasjonsdrevet nedbrytning av små landformer. Dette støttes av den generelle mangelen på små nedslagskratre og tilstedeværelsen av små avrundede fjell som anses å være restene av disse. Alderen til landformene er ikke kjent.

En ekstremt tynn atmosfære er sammensatt av karbondioksid og sannsynligvis molekylært oksygen. I tillegg finnes en intens ionosfære. Callisto antas å ha blitt dannet av sakte akkresjon fra skiven av gass og støv som omga Jupiter etter dannelsen av planeten. Langsom akkresjon og mangelen på tidevannsoppvarming ga for lite varme for en rask differensiering. Konveksjonen i Callistos indre like etter dannelsen, førte til delvis differensiering og muligens til dannelsen av en liten, steinete kjerne og et underjordisk hav.

Callisto ble oppdaget av Galileo Galilei i 1610 og av Simon Marius rundt samme tid. Det har blitt foretatt stadig bedre observasjoner gjennom århundrer ved bruk av stadig mer avanserte teleskoper og ved forbiflyvninger med romsonder. Pioneer 10 var i 1973 det første romfartøyet som besøkte Callisto. Det er blitt etterfulgt av seks andre romsonder, mens én er på vei. Romsonden Galileos besøk fra 1996 til 2001 har gitt hovedmengden av kunnskapen om Callisto.

Et mulig underjordisk hav kan inneholde liv, selv om forholdene er mer gunstige på Europa. På grunn av de lave strålingsnivåene har Callisto blitt foreslått som egnet for en menneskelig base i en fremtidig utforskning av det jovianske systemet.

Nomenklatur Gallileo Gallilei hevdet retten til å navngi de galileiske månene. Han vurderte benevnelsen «kosmiske stjerner», men landet på de «medicianske stjernene». Den franske astronomen Nicolas-Claude Fabri de Peiresc foreslo personnavn fra Medici-familien, men forslaget ble ikke tatt opp.

Simon Marius hevdet også å ha funnet de galileiske månene. Selv om han ikke ble kreditert oppdagelsen, ble hans navn på månene tatt i bruk. I publikasjonen Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici fra 1614 foreslo han navnene «Jupiters Merkur» (Io), «Jupiters Venus» (Europa), «Jupiters Jupiter» (Ganymedes) og «Jupiters Saturn» (Callisto), eller den første, andre, tredje og fjerde av de «jovianske planetene». thumb|Callisto (nede til venstre) sammenlignet med månen (oppe til venstre) og jorden (høyre). Montasjen er omtrentlig i skala. Nomenklaturen slo ikke an. Basert på forslag fra Johannes Kepler i oktober 1613, utarbeidet han et skjema hvor månene var oppkalt etter elskerinnene til Zevs fra gresk mytologi eller hans ekvivalent Jupiter fra romersk mytologi. Den fjerde av de største månene ble oppkalt etter skikkelsen Callisto i gresk mytologi. Hun var ifølge noen kilder datteren av Lykaon, kongen av Arkadiaen. Andre steder beskrives hun som en nymfe, som var forbundet med gudinnen for jakt, Artemis, og som ble kurtisert av Zevs.

Navnene til Marius ble lenge sett på med misbilligelse og ikke brukt, men ble vanlige på midten av det 20. århundre. Tidligere astronomisk litteratur brukte ofte romertall (et system introdusert av Galileo): Io ble kalt Jupiter I eller «Jupiters første måne», Europa ble kalt Jupiter II eller «Jupiters andre måne», Ganymedes ble kalt Jupiter III eller «Jupiters tredje måne» og Callisto ble kalt Jupiter IV eller «Jupiters fjerde måne». Etter oppdagelsen av Saturns måner ble navnesystemet til Kepler og Marius tatt i bruk. I 1892 førte oppdagelsen av Amalthea til at Callisto ble regnet som Jupiters femte satellitt. Voyager-sonden oppdaget ytterligere tre indre måner i 1979, og Callisto betraktes som Jupiters åttende satellitt, selv om den fremdeles kalles Jupiter IV.

Omløp og rotasjon thumb|Callisto (nederst til venstre), Jupiter (oppe til høyre) og Europa (under og til venstre for Jupiters store røde flekk). Callisto er den ytterste av de fire galileiske måner. Banen i en avstand av ca.  km (26,3 ganger radien til Jupiter på  km) er betydelig større enn baneradien på  km til den nest nærmeste galileiske månen Ganymedes. Callisto er ikke del av baneresonansen som de tre andre galileiske månene er tidevannslåst i, og har sannsynligvis heller aldri vært det.

Som hos de fleste regulære planetmåner er rotasjonen låst til å være synkron med omløpet. Lengden på en dag på Callisto (omløpsperioden) er ca. 16,7 dager på jorden. Banen er noe eksentrisk og inklinert mot den jovianske ekvator, men eksentrisiteten og inklinasjonen endres kvasi-periodisk over århundrer på grunn av gravitasjonell perturbasjon fra solen og planeten. Endringene går mellom 0,0072–0,0076 og 0,20–0,60°, og gjør at aksehelningen (vinkelen mellom rotasjonsaksen og baneaksen) varierer mellom 0,4 og 1,6°.

Mangelen på tidevannsoppvarming har hatt viktige konsekvenser for den indre strukturen og evolusjonen. Fluksen av partikler fra Jupiters magnetosfære er ca. 300 ganger lavere enn på Europa. Derfor har bestråling av ladde partikler hatt liten effekt på overflaten sammenlignet med de andre galileiske månene. Strålingsnivået på overflaten tilsvarer ca. 0,01 rem (0,1 mSv) per dag.

Fysiske egenskaper Sammensetning thumb|left|Nær-infrarødt spektrum av mørke kratersletter (rødt) og Åsgard-krateret (blått) som viser mer is (absorpsjonsstriper fra 1–2 µm) og mindre bergarter i Åsgard. En gjennomsnittlig tetthet på 1,83 g/cm³ antyder en sammensetning av tilnærmet like deler av bergarter og is, med noen frosne volatile stoffer som ammoniakk i tillegg. Massefraksjonen av is ligger mellom 49 og 55 %. Bergartene er trolig, liksom L/LL-type kondritter, sammensatt av mindre totalt jern, mindre metallisk jern og mer jernoksider enn H-kondritter. Vektforholdet mellom jern og silikoner er 0,9:1,3, mens det på solen er ca. 1:8.

Overflaten har en albedo på ca. 20 %. Overflatesammensetningen antas å være ganske lik sammensetningen som helhet. Nær-infrarød spektroskopi har avslørt absorpsjonsstriper av is ved bølgelengder på 1,04, 1,25, 2,0 og 3,0 mikrometer. Is synes å være utbredt på overflaten, med en massefraksjon på 25–50 %. Analyser av nær-infrarøde og ultrafiolette spektrum fra Galileo og fra bakken har avslørt magnesium- og jern-bærende hydrerte silikater, karbondioksid, svoveldioksid, og muligens ammoniakk og andre ulike organiske forbindelser. Spektraldata i småskala indikerer at overflaten er ekstremt heterogen. Små, lyse flekker av ren is er blandet med flekker av steinholdig isblanding og litt større mørke områder av materialer som ikke er av is.

Overflaten er asymmetrisk: Den førende halvkulen – som vender mot fartsretningen – er mørkere enn den som vender bort. Hos de andre galileiske månene er det motsatte tilfelle. Den etterfølgende halvkulen er tilsynelatende rik på karbondioksid, mens den førende halvkulen har mer svoveldioksid. Mange nyere nedslagskratre som Lofn har også mye karbondioksid. Samlet kan den kjemiske sammensetningen av overflaten, spesielt i de mørke områdene, være nær den som er observert på D-type-asteroider, som har karbonholdige overflater.

Indre struktur thumb|left|Modell av Callistos indre struktur som viser et overflatelag av is, et mulig lag av flytende vann og en kjerne av steinholdig is Under den forslåtte overflaten finnes en kald, stiv og isete litosfære som er 80–150 km tykk. Et salt hav 50–200 km dypt kan ligge under skorpen, og er påvist av studier av magnetfeltene rundt Jupiter og månene. Callisto svarer til Jupiters varierte bakgrunnsmagnetfelt som en perfekt konduktiv sfære; feltet kan ikke trenge inn i månen, og antyder et lag av høyt konduktive væsker på innsiden med en tykkelse på minst 10 km Eksistensen av et hav er mer sannsynlig hvis vann inneholder en ligen mengde ammoniakk eller annen kjølevæske, opp til 5 % i vekt. I dette tilfellet kan havet være 250–300 km dybt. Uten et hav vil den isete litosfæren være opp til ca. 300 km.

Under litosfæren og et antatt hav fremstår Callisto verken som helt ensartet eller særlig variabel. Data fra banesonden Galileo (spesielt det dimensjonsløse treghetsmomentet – 0,3549 ± 0,0042 – fastsatt under nærpasseringer) antyder at det indre består av komprimert stein og is, med en økende steinmengde med dybden på grunn av delvis bunnsetning av bestandelene. Med andre ord er Callisto bare delvis differensiert. Tettheten og treghetsmomentet er forenelig med en liten kjerne av silikat i sentrum. Dens radius kan ikke overstige 600 km, og tettheten kan ligge i området 3,1–3,6 g/cm³. Callistos indre står i sterk kontrast til Ganymedes', som tilsynelatende er fullt differensiert.

Overflaten

thumb|left|Bilde av de kraterbelagte slettene illustrerer den utbredte lokale utjevningen av Callistos overflate. Ingen andre steder i solsystemet finnes det større tetthet av nedslagskratre enn på Callistos gamle overflate. Tettheten er så høy at nye kratre vil utradere gamle. Der er ingen store fjell, vulkaner eller andre endogene tektoniske formasjoner. Nedslagskratrene og multi-ring-formasjonene er – sammen med tilhørende brudd, skråninger og avleiringer – de eneste store formasjonene.

Overflaten kan deles inn i flere geologisk ulike deler; kraterbelagte sletter, lyse vidder, lyse og mørke jevne sletter og ulike elementer knyttet til spesielt multi-ring-formasjoner og kratre. De kraterbelagte slettene utgjør mesteparten av arealet og står for den gamle litosfæren, en blanding av is og steinmaterialer. De lyse viddene inkluderer lyse nedslagskratre som Burr og Lofn og de utvaskete restene av gamle, store kratre kalt palimpsest, den sentrale delen av multi-ring-formasjonene, og isolerte flekker på kraterslettene. Disse lyse slettene antas å komme fra isnedslag.

De lyse jevne slettene utgjør en liten del av overflaten og finnes i ryggene og trau-sonene til Vallhalla- og Åsgard-formasjonene og som isolerte flekker på de kraterbelagte slettene. Det ble antatt at de var forbundet med endogene aktiviteter, men bilder fra Galileo viste at de lyse, jevne slettene korrelerer med kraftig oppsprukket og hullete terreng og ikke viser tegn til gjenoppbygging av overflaten. Små, mørke og glatte områder utgjør mindre enn  km², og ser ut til å omgi terrenget omkring. De er muligvis rester av isvulkaner. Både de lyse og de varierte glatte slettene er noe yngre og mindre kraterbelagte enn de kraterbelagte slettene i bakgrunnen.