Découvert part Galilée et Marius en 1610; Callisto est le plus éloigné des quatre satellites galiléens de Jupiter.

• Callisto a un diamètre d'environ 4821 kilomètres, ce qui en fait le troisième plus grand satellite du Système Solaire après Ganymède et Titan. Sa masse est d'environ 1,08 x 10²³ kg, soit environ un tiers de la masse de la Lune terrestre.

• Comme la plupart des satellites des planètes géantes, Callisto est composé pour moitié de glace et pour moitié de roches. Sa densité est de 1,83 gramme par centimètre cube. 

La couleur relativement sombre de sa surface indique qu'elle est faite de "glace sale", ou possédant de nombreuses inclusions rocheuses. Les couleurs sombres des sols de Callisto pourraient aussi être dues à la présence de molécules organiques telles que des hydrocarbures aromatiques polycycliques (PAH) et des cyanures (nitriles) de haute masse moléculaire, qui pourraient avoir été formés par des processus photochimiques du satellite, avant de se déposer en surface.

A en croire C. Flammarion, Callisto a fasciné les astronomes du XIX^e siècle à cause de l'aspect étrange que leurs observations semblaient lui attribuer. Non seulement, notaient-ils, il subit d'énormes fluctuations d'éclat, non seulement il paraît quelquefois absolument noir pendant ses passages devant la planète, mais encore il cesse parfois d'être rond en apparence, pour offrir une figure polyédrique.

Ainsi, par exemple, le 30 décembre 1871, Burton, qui l'avait remarqué une fois ou deux comme singulièrement sombre et bordé au sud par un croissant brillant, le trouva tout à fait rond. Le 8 avril 1872, il le trouva au contraire allongé dans le sens des bandes de Jupiter, et plus aigu du côté de l'est qu'à l'ouest; il était presque entièrement noir. Erck fit la même remarque le 4 février 1872 : il parut également allongé dans la direction des bandes et gris foncé, tandis que son ombre était ronde et noire. Le 26 mars 1873, il était très sombre, mais pourtant plus clair que l'ombre, et offrait une forme polyédrique.

Callisto dessiné par Dawes
les 8 avril, 4 février 1872, et 26 mars 1873.

Le même jour, à la même heure, un autre astronome, W. Roberts, observait ailleurs, et fut frappé de l'obscurité de ce satellite et de sa forme. Il la dessina également. Ce n'est pas exactement la forme vue par l'observateur précédent, mais elle concorde néanmoins par ce fait capital que le côté oriental du satellite était plus aigu que le côté occidental. Deux observateurs ont fait en même temps un dessin, chacun de leur côté, et ces deux dessins ont été parfaitement d'accord.

Une illusion d'optique, sans doute à rapprocher de celle qui vers la même époque faisait voir des canaux sur Mars...

Les cratères de Callisto.
La surface de Callisto est couverte de cratères allant de quelques kilomètres à plusieurs centaines de kilomètres de diamètre. Le plus grand de ces cratères, connu sous le nom de Valhalla, est l'un des plus grands cratères d'impact du Système solaire et mesure 600 km de diamètre, mais avec un système d'anneaux d'environ 2600 kilomètres de diamètre. En plus de Valhalla, la surface de Callisto abrite également de nombreux plusieurs autres grands cratères d'impact , tels que : Asgard (système d'anneaux de 1400 km de diamètre), Adlinda (850 km) et Utgard (600 km). 

Il existe aussi des cratères sensiblement plus petits, possédant des pics centraux et des murs en terrasses, indiquant qu'ils ont été formés par des impacts à grande vitesse, tels que Heimdall (210 km de diamètre), Lofn (200 km), Debegey (125 hm) et Gloï (115 km). 

Reste l'immense majorité des cratères de Callisto. Leur diamètre est inférieur à 150 km. Ceux-là affectent une forme de bol. Cette abondance de cratères de petite taille  laisse penser que l'aspect actuel de Callisto, bien que très ancien, remonte à une époque  de l'histoire du Système solaire où les gros impacts des débuts étaient devenus très rares. On peut ainsi faire l'hypothèse que Callisto qu' après ses premières centaines de millions d'années d'existence, a connu un resurfaçage global dû à une remontée depuis ses régions profondes et chaudes de matériau meuble et qui a effacé ainsi les traces des gros impacts subis jusqu'alors. Le surface redevenue lisse n'a plus été affectée ensuite que par des impacts beaucoup plus faibles.

Certains cratères de Callisto sont alignés pour former des chaînes, semblables à celles qu'on observe sur Ganymède ou sur Io (et aussi sur d'autres corps, Mars, la Lune, Cérès, etc.). Les plus longues sont nommées Gipul Catena (640 km de long), Gomul Catena (344 km) et Fimbulthul Catena (287 km). Ces structures correspondent à la chute de multiples météoroïdes issus de la fragmentation d'un corps plus gros sous l'effet des forces de marées avant l'impact.

Les taches brillantes.
Les taches brillantes peuvent être vus dans et autour de certains des cratères, en particulier autour de la zone d'impact de Valhalla. Ces taches peuvent varier en taille et en forme, et  sont généralement entourés d'un halo sombre. La plus grande, Kol Facula, a près de 400 km de diamètre. Les données recueillies par les instruments de Galileo entre 1995 et 2003 suggèrent que les taches brillantes sont constituées d'un mélange de glace d'eau et d'autres composés volatils, tels que le dioxyde de carbone et l'ammoniac. Elles se comprennent comme le résultat d'impacts météoritiques relativement récents et qui ont exposé la glace et d'autres matériaux clairs situés sous à la surface plus sombre du sol. 

Autres formations. Indications d'activité tectonique.
En plus des cratères d'impact, la surface de Callisto est marquée par des zones lisses de petite étendue, par des crêtes, des vallées et des montagnes, ainsi que par de longues stries sombres. Le satellite est, des quatre satellites galiléens, le plus éloigné de Jupiter. Si bien que le chauffage de marée y est moins important. Il n'y a pas de volcans ou de geysers actifs à la surface de Callisto, et les déplacements tectoniques causés par des mouvement du manteau y sont aussi très modérés. Mais cela ne signifie pas leur absence totale. Un réchauffement résiduel dû à la désintégration radioactive à l'intérieur de Callisto et à l'action, malgré tout, des effets de marée peuvent expliquer une fluidification du matériau sous la couche glacée et dure qui est en surface. Un certain volcanisme (cryovolcanisme), pour ces mêmes raisons, a aussi pu exister dans le passé. Au final, la combinaison de ces divers facteurs, aussi faibles soit-ils, peut être invoquée pour expliquer les observations. 

• Les zones lisses. - Ces régions plates, dépourvues de cratères visibles, sont relativement jeunes par rapport au terrain fortement cratérisé. Elles s'expliquent par la remontée localisée en surface de matériau meuble, soit lentement par des failles, soit par des épanchements liés à un volcanisme plus actif.

• Les montagnes. - L'activité tectonique pourrait également expliquer la présence des montagnes et des crêtes, résultant du repliement et du soulèvement de grandes sections de sa croûte à la suite du mouvement de l'intérieur de Callisto. 

• Les fractures et fissures. - On observé à la surface de Callisto des fractures et des fissures de longueurs très diverses. Les fissures courtes  peuvent être isolées, alors qu'il existe aussi de grands complexes de fractures interconnectées, parfois longues d'un millier de kilomètres. 
On pense que ces formations peuvent résulter aussi bien des tensions causés par l'interaction de Callisto avec le champ gravitationnel de Jupiter, que des processus internes de chauffage et de refroidissement unternes.

• Le noyau de silicates. - Callisto pourrait avoir un très important noyau composé d'un mélange de roche silicatée, riche en magnésium et en fer. Son diamètre estimé dépend des modèles. Il pourrait être de 600 à 1200  km, et peut-être davantage encore.

• Le manteau de glace. - On place autour du noyau une couche externe de glace (d'eau, de dioxyde de carbone et d'autres composés volatils) de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur. Cette couche pourrait être partiellement fondue en raison de la chaleur générée par la désintégration des éléments radioactifs dans le noyau de silicate. Des mouvements convectifs pourraient s'y développer et expliquer en partie la tectonique observée en surface. 

• La croûte. - La couche la plus externe de Callisto pourrait n'être qu'une  croûte mince, peut-être d'une vingtaine de kilomètres d'épaisseur. On la pense constituée d'un mélange de glace et de roche silicatée. Avec une température de l'ordre de -180°C, elle serait plus froide que les régions internes. 

Le champ magnétique de Callisto.
L'absence de noyau métallique fluide dans le coeur de Callisto et un manteau insuffisamment conducteur l'empêchent de générer un champ magnétique puissant comme celui de la Terre, par exemple, ou d'autres corps du système jovien. Callisto possède cependant un champ magnétique intrinsèque extrêmement faible (environ 0,02% de la force du champ magnétique terrestre). Ce champ a une structure dipolaire, similaire à un barreau magnétique et est, en cela aussi,  très différent des champs magnétiques des autres satellites de Jupiter. Le champ magnétique de Callisto pourrait être induit par l'interaction du vent solaire et de la magnétosphère de Jupiter, à l'intérieur de laquelle, malgré la distance, est plongée l'orbite du satellite.

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