Callisto (či Kallisto) je druhý největší měsíc planety Jupiter a třetí největší přirozený satelit ve Sluneční soustavě (po Ganymedu a Saturnově Titanu). S průměrem 4 821 kilometrů dosahuje téměř přesně velikosti planety Merkur (4 879 km), avšak jeho hmotnost je kvůli nízké hustotě třetinová.

Měsíc objevil 7. ledna 1610 Galileo Galilei. Jméno navrhl Simon Marius podle mytologické nymfy Kallistó, dcery arkadského krále Lykáona a společnice bohyně lovu Artemidy. Zeus se do Kallistó zamiloval, což vyvolalo hněv jeho žárlivé manželky Héry, která nebohou nymfu proměnila v medvědici. Zeus ji posléze přenesl na noční oblohu jako souhvězdí Velké medvědice (Ursa Major).

Zatímco sousední tři Galileovy měsíce (Io, Europa a Ganymed) jsou geologicky dynamickými světy, Callisto představuje jejich pravý opak: je to nejstarší, geologicky nejklidnější a nejhustěji krátery pokrytý svět v celé Sluneční soustavě. Na jeho povrchu neexistují žádné sopky, žádná tektonická pohoří ani rozsáhlé rýhy. Jeho tvář je dokonale zakonzervovaným archivem impaktů z doby před čtyřmi miliardami let.

Callisto je nejvzdálenějším ze čtyř velkých Galileových měsíců – obíhá ve vzdálenosti přibližně 1 883 000 kilometrů od Jupiteru (což odpovídá zhruba 26 poloměrům planety). Vzhledem k této značné vzdálenosti leží zcela mimo Laplaceovu orbitální rezonanci a není vystaven drtivému slapovému zahřívání, které taví Io a udržuje oceány na Europě a Ganymedu.

Povrch Callisto je doslova nasycen impaktními krátery – každý nový dopad meteoritu by dnes prakticky musel vymazat nějaký kráter starší. Hustota kráterování je tak vysoká, že představuje teoretický limit nasycení pevného povrchu. Vzhled povrchu je tmavý s albedem kolem 20 %, pokrytý tenkou vrstvou tmavého křemičitého prachu a organických látek, pod nimiž prosvítá bělavý vodní led obnažený při čerstvějších meteorických impaktech.

Nejmonumentálnějšími útvary na Callisto jsou gigantické impaktní pánve se soustřednými kruhovými valy (tzv. multi-ring structures):

• Valhalla: Největší impaktní pánev na tělese a jedna z největších ve Sluneční soustavě. Středová světlá zóna má průměr přibližně 360 kilometrů, avšak soustava koncentrických zlomových hřbetů a zlomů se rozprostírá do neuvěřitelné šířky téměř 4 000 kilometrů (téměř přes celý viditelný disk měsíce!).
• Asgard: Druhá největší impaktní struktura o průměru soustředných prstenců kolem 1 600 kilometrů.

Tyto soustředné prstence vznikly při dopadu obřích asteroidů do mladé kůry před zhruba 3,8 až 4,0 miliardami let. Rázová vlna po impaktu prorazila křehkou ledovou slupku do teplejšího, plastického podloží, které se zachovalo podobně jako vlny na vodní hladině po vhození kamene, jež následně v mrazivém vakuu zamrzly.

Jedním z největších překvapení při výzkumu sondou Galileo bylo zjištění, že vnitřní stavba Callisto je zásadně odlišná od Ganymedu. Zatímco Ganymed je rozdělen na zřetelné kovové jádro, kamenný plášť a ledovou kůru, Callisto je jen částečně diferencovaný.

Jeho nitro tvoří homogenní směs křemičitanových hornin, železitých minerálů a stlačeného ledu, která se směrem ke středu pouze mírně zahušťuje. To znamená, že Callisto se během svého vzniku před 4,5 miliardami let nikdy zcela neroztavil. Akrece (hromadění hmoty z protoplanetárního disku) musela probíhat velmi pomalu po dobu stovek tisíc let, takže gravitační energie dopadajících těles stíhala volně vyzařovat do kosmického prostoru a nedosáhla teploty tavení ledu a hornin.

Přestože je nitro Callisto chladné a nediferencované, měření magnetometru sondy Galileo přinesla překvapivý objev: Callisto vykazuje indukované magnetické pole reagující na rotaci magnetosféry Jupiteru, podobně jako Europa a Ganymed.

Tento signál indikuje existenci vrstvy kapalné vody o tloušťce zhruba 20 až 50 kilometrů, která se nachází ve značné hloubce více než 100 až 150 kilometrů pod ledovým povrchem. Pokud tento oceán existuje, udržuje jej v tekutém stavu především teplo z radioaktivního rozpadu prvků v křemičitanových horninách v kombinaci s vysokou koncentrací nemrznoucích látek (zejména amoniaku $NH_3$, který snižuje bod tání vody až k -97 °C).

V roce 1999 detekoval spektrometr NIMS na palubě sondy Galileo tenkou atmosféru Callisto. Na rozdíl od Europy a Ganymedu, kde dominuje kyslík, je atmosféra Callisto tvořena především oxidem uhličitým ($CO_2$) s povrchovým tlakem přibližně 0,75 pikobaru ($7{,}5 imes 10^{-10}$ Pa). Oxid uhličitý se neustále uvolňuje sublimací z tmavého povrchového prachu vlivem slunečního záření a pomalu uniká do kosmického prostoru.

Zatímco na povrchu Io a Europy by nechráněný lidský astronaut zemřel během několika minut až hodin v důsledku extrémních dávek ionizujícího záření z magnetosféry Jupiteru, na Callisto je situace dramaticky odlišná.

Díky velké vzdálenosti od Jupiteru (téměř 1,9 milionu km) je intenzita radiace na Callisto naprosto zanedbatelná – povrchová radiační dávka činí méně než 0,01 milisievertu za den, což je úroveň srovnatelná se zemským povrchem!

Vize pilotovaného průzkumu (např. studie NASA HOPE – Human Outer Planets Exploration) proto jednoznačně označují Callisto za nejvhodnější místo pro vybudování stálé lidské vědecké základny v soustavě Jupiteru. Z povrchu Callisto by lidská posádka mohla v reálném čase (bez zpoždění signálu) teleoperativně řídit robotické ponorky zkoumající oceány na Europě a Ganymedu a provádět těžbu vodního ledu jako paliva pro meziplanetární lety.

• Pioneer 10 a 11 (1973–1974): Získaly první nízkorozlišené snímky potvrzující tmavý povrch.
• Voyager 1 a 2 (1979): Zmapovaly impaktní pánev Valhalla a spočítaly hustotu kráterů.
• Sonda Galileo (1995–2003): Provedla osm těsných průletů, změřila gravitační pole a odhalila neúplnou diferenciaci a indukované magnetické pole.
• JUICE (ESA): Během své mise k Jupiteru provede sonda JUICE celkem 21 gravitačních průletů kolem Callisto, při nichž detailně prozkoumá podpovrchový oceán a strukturu prstencových pánví.

Callisto je na obloze snadno viditelný i v tom nejmenším dalekohledu jako hvězdička s jasností kolem 5,6 magnitudy. Protože obíhá nejdále od Jupiteru, vzdaluje se na obloze až na vzdálenost téměř 10 úhlových minut od planety (zhruba třetina průměru měsíčního úplňku). Jeho oběžná doba činí 16,69 dne, takže pozorovatelé mohou sledovat jeho pomalý a majestátní pohyb ze západní do východní elongace.