Callisto, též Jupiter IV, je měsíc Jupiteru. Náleží k tzv. Galileovým měsícům, objevil ho Galileo Galilei v roce 1610. Callisto je druhým největším z Jupiterových měsíců a třetím největším měsícem ve sluneční soustavě po Jupiterově Ganymedu a Saturnově Titanu. Callisto má průměr 4 820 km, takže dosahuje přibližně 99 % velikosti planety Merkur, ale pouze asi třetiny jeho hmotnosti. Obíhá jako čtvrtý nejvzdálenější měsíc z Galileových měsíců se střední vzdáleností asi 1 880 000 km. Oproti Io, Europě a Ganymedu se nepodílí na orbitální rezonanci zmiňovaných měsíců a slapové působení Jupitera je už tak slabé, že nezpůsobuje významný ohřev měsíce. Měsíc má s Jupiterem vázanou rotaci, takže neustále směřuje k planetě stejnou stranou. Jelikož obíhá daleko od Jupiteru, je jeho povrch méně ovlivňován působením jeho magnetosféry než v případě vnitřních měsíců.
Těleso je tvořeno horninami a ledem v přibližně stejném množství. Průměrná hustota měsíce dosahuje 1,83 g/cm³. Spektroskopická měření naznačují, že se na povrchu nachází vodní led, oxid uhličitý, křemičitany a organické látky. Jeho kůra je silná až 150 km. Pod ledovou kůrou měsíce se nachází v hloubce okolo 100 km zřejmě relativně mělký oceán slané vody a pod ním již jen nediferencované či jen částečně diferencované jádro složené z křemičitanů.
Povrch Callisto je silně rozryt impaktními krátery a je tudíž velice starý. Nevykazuje žádné stopy podpovrchových procesů jako je desková tektonika či vulkanismus a tak se předpokládá, že jeho povrch byl zcela zformován pouze dopady jiných těles. Výrazné povrchové útvary tvoří četné prstencové struktury, impaktní krátery různých tvarů a pásy sekundárních kráterů a jizev, hřebenů a uloženin. Při pohledu na měsíc z menší vzdálenosti je rozeznatelný členitý povrch tvořený malými světlými zmrzlými depozity nacházejícími se na vrcholcích vyvýšenin. Tyto vyvýšeniny jsou obklopeny hladkou vrstvou tmavého materiálu. Předpokládá se, že je to výsledek degradace malých útvarů vlivem sublimace, což podporuje absence malých impaktních kráterů a přítomnost množství malých pahorků, které pravděpodobně představují jejich zbytky. Absolutní stáří povrchu není známo.
Kolem Callisto se nachází velice slabá atmosféra tvořená oxidem uhličitým a pravděpodobně také molekulárním kyslíkem a nad ní pak poměrně intenzivní ionosféra. Předpokládá se, že měsíc vznikl pomalou akrecí z disku prachu a plynu, který obklopoval Jupiter po jeho vzniku. Protože akrece probíhala pomalu a rovněž slapové ohřívání bylo velmi malé, neměl Callisto dostatek tepla, aby mohla proběhnout jeho vnitřní diferenciace. Pomalá konvekce uvnitř Callisto, která započala krátce po vzniku měsíce, vedla k částečné diferenciaci a pravděpodobně i ke zformování podpovrchového oceánu v hloubce okolo 100–150 km a malého kamenitého jádra.
Pravděpodobná přítomnost podpovrchového oceánu nechává otevřenou možnost, že by Callisto mohl hostit potenciální mimozemský život. Nicméně podmínky pro jeho vznik jsou méně přívětivé než v případě sousední Europy. Měsíc zkoumaly sondy Pioneer 10, Pioneer 11, Galileo a Cassini. Kvůli nízké míře radiace na povrchu měsíce se dlouho uvažovalo o Callisto jako o nejvhodnějším místě pro případnou lidskou základnu pro výzkum Jupiterovy soustavy. Teplota na jeho povrchu se pohybuje od -190 °C do −130 °C.
Objevení a pojmenování Callisto byl objeven Galileem v lednu 1610 společně s dalšími třemi měsíci Jupiteru: Ganymedem, Io a Europou. Pojmenován byl dle řecké mytologie po jedné z nespočtu milenek Dia Kallistó (Καλλιστώ), což byla nymfa spojovaná s bohyní lovu Artemis. Jméno navrhl Simon Marius, který byl s Galileem ve sporu ohledně připsání prvenství v objevení měsíců. Marius připsal nápad Johnanu Keplerovi. Nicméně se pojmenování Callisto pro měsíc po dlouhou dobu neujalo a měsíc byl označován jako „Jupiter IV“ či „čtvrtý měsíc Jupiteru“ značící jeho pořadí od Jupiteru, jméno se zase začalo používat až v polovině 20. století, kdy bylo objeveno velké množství dalších měsíců.
Oběžná dráha a rotace vlevo|náhled|Callisto (dole vlevo), Jupiter (vpravo nahoře) a Europa (vlevo dole pod Velkou rudou skvrnou), snímek pořídila sonda Cassini.
Callisto je nejvzdálenější měsíc ze čtyř Galileových měsíců obíhajících kolem Jupiteru. Jupiter obíhá přibližně ve vzdálenosti 1 880 000 km (odpovídá 26,3 poloměrům Jupiteru), což je značně více než u třetího Galileova měsíce Ganymedu, který obíhá ve vzdálenosti 1 070 000 km. Důsledkem této vzdálenosti je to, že se Callisto nepodílí na orbitální rezonanci se třemi dalšími Galileovými měsíci a pravděpodobně se na ní nepodílel ani dříve.
Jako u většiny dalších pravidelných planetárních měsíců je i rotace Callisto vázaná. Délka dne je tak na povrchu Callisto stejně dlouhá jako doba oběhu, tedy přibližně 16,7 pozemského dne. Jeho oběžná dráha je mírně excentrická a ukloněná k Jupiterovu rovníku s orbitální excentricitou a inklinací měnící se kvazi-periodicky vlivem slunečních a planetárních gravitačních perturbací v řádu století. Rozsah změn je mezi 0,0072–0,0076 respektive 0,20–0,60°. Tyto orbitální variace způsobuji sklony v rotační ose (úhel mezi rotační a oběžnou osou) mezi 0,4 až 1,6°.
Dynamická izolace Callisto znamená, že měsíc nebyl nikdy znatelně zahřát slapovým teplem, což mělo důležité důsledky pro jeho vnitřní stavbu a evoluci. Jeho vzdálenost od Jupiteru taktéž znamená, že tok nabitých částic z planetární magnetosféry na měsíční povrch je relativně nízký, až 300 krát méně než je tomu například u Europy. Proto, na rozdíl od dalších Galileových měsíců, mělo ozáření nabitými částicemi relativně malý vliv na povrch Callisto. Hladina radiace na povrchu měsíce odpovídá přibližně 0,01 rem (0,1 mSv) za den.
Fyzikální charakteristika
Složení náhled|Spektrum blízké infračervenému světlu tmavých krátery posetých plání (červený) naznačuje relativně nízkou přítomnost vody (mezi 1 až 2 mikrony) a více horninového materiálu než v impaktních nížinách (Asgard struktura, modrá).
Průměrná hustota Callisto, 1,83 g/cm³, naznačuje složení z kamenného materiálu a vodního ledu v přibližně stejném množství s menším zastoupením nestálých ledů jako například čpavek. Hmotnostní zastoupení ledů se pohybuje mezi 49 až 55 %. Přesné složení horninového pláště není známo, ale je podobné složení chondritů typu L či LL, které se od chondritů typu H liší především menším zastoupením železa, vyskytujícím se převážně ve formě oxidů a jen v malé míře ve formě železa metalického. V případě Callisto je hmotnostní poměr železa vůči křemičitanům 0,9 ku 1,3, u Slunce je tento poměr 1:8.
Povrchové albedo Callisto je okolo 20 %. Složení jeho povrchu je pravděpodobně velmi podobné jeho celkovému složení. Infračervená spektroskopie odhalila přítomnost absorpčních čar vodního ledu na vlnových délkách 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 mikrometru. Vodní led se zdá být na povrchu Callisto všudypřítomným, s celkovým podílem asi 25–50 %. Analýza snímků v infračerveném a ultrafialovém spektru získaných sondou Galileo a pozorování provedená ze Země odhalila také různé neledové materiály: hořčíkové a železité ložisko hydratovaných křemičitanů, oxid uhličitý, oxid siřičitý a možná amoniak a různé organické sloučeniny. Spektrální data ukazují, že měsíční povrch je v malém měřítku extrémně různorodý. Malé kousky ledu z čisté vody jsou smíšeny s kousky směsi ledu a kamení, na které navazují tmavé oblasti složené z neledového materiálu.
Povrch měsíce je asymetrický; strana přivrácená k Jupiteru je tmavší než strana odvrácená. U všech ostatních Galileových měsíců je situace obrácená, tedy přivrácená strana je světlejší než odvrácená. Zdá se, že odvrácená strana Callisto je obohacena oxidem uhličitým, kdežto přivrácená strana obsahuje více oxidu siřičitého. Mnoho čerstvých impaktních kráterů na povrchu taktéž ukazuje známky toho, že jsou obohaceny oxidem uhličitým. Celkově se odhaduje, že chemické složení povrchu, hlavně tmavých oblastí, by mohlo být podobné složení asteroidů typu D, jejichž povrch je tvořen uhlíkatým materiálem.
Stavba náhled|vlevo|150px|Model Callistovo vnitřní struktury ukazuje povrchovou ledovou vrstvu, pravděpodobně vrstvu tekuté vody a ledovo-kamennou vnitřní stavbu.
Povrch Callisto posetý krátery leží na studené, ztuhlé a ledové litosféře, jejíž mocnost je mezi 80 až 150 km. Pravděpodobný slaný oceán se nachází mezi 50 až 200 km hluboko pod povrchovou kůrou, jak naznačují studie magnetického pole okolo Jupiteru a jeho měsíců. Zjistilo se, že Callisto reaguje na proměnné magnetické pole Jupiteru jako ideálně vodivá koule; to znamená, že pole nemůže proniknout dovnitř měsíce, což nabízí možnost přítomnosti vrstvy tvořené vysoce vodivou tekutinou o tloušťce nejméně 10 km. Existence oceánu se jeví více pravděpodobná, pokud voda obsahuje malé množství čpavku či jiné nemrznoucí směsi a to v zastoupení minimálně 5 hmotnostních procent. V tomto případě by oceán mohl být 250 až 300 km hluboký. Pokud by na měsíci oceán neexistoval, ledová kůra by byla pravděpodobně tlustší a dosahovala by mocnosti okolo 300 km.
Pod litosférou a případným oceánem není vnitřní stavba Callisto zcela jednotvárná, ale ani výrazně rozdílná. Údaje pořízené sondou Galileo (zvláště bezrozměrný moment setrvačnostiBezrozměrný moment setrvačnosti lze vypočítat jako I/(mr^2), kde I je moment setrvačnosti, m hmotnost a r střední poloměr. Pro homogenní kouli je bezrozměrný moment roven 0,4, avšak čím více hustota roste směrem ke středu, tím je hodnota nižší. – 0.3549 ± 0.0042 – určený během těsných průletů kolem měsíce) naznačují, že vnitřek měsíce je tvořen stlačenými horninami a směsí ledů s narůstajícím obsahem hornin se zvyšující se hloubkou způsobeným částečným usazováním jednotlivých složek. Jinými slovy, Callisto je jen částečně diferenciovaný. Hustota a moment setrvačnosti jsou ve shodě s existencí malého silikátového jádra uprostřed měsíce. Poloměr takového jádra by nemohl překročit 600 km a jeho hustota by ležela mezi 3,1–3,6 g/cm³.
Povrchové útvary
náhled|vlevo|Snímek sondy Galileo ukazuje krátery posetou planinu pro ilustraci hladkého povrchu měsíce Prastarý povrch Callisto je jedním z krátery nejvíce posetých povrchů ve sluneční soustavě. Ve skutečnosti četnost impaktních kráterů na povrchu je blízko nasycení, vznik nového kráteru by vedl k tomu, že starší kráter by byl erodován. Morfologie povrchu je poměrně snadná, jelikož se na povrchu nenacházejí žádné hory, sopky a ani tektonické útvary vzniklé endogenními pochody uvnitř měsíce. Impaktní krátery a několik prstencových struktur společně s doprovodnými trhlinami, srázy a usazeným materiálem tvoří jediné velké útvary, které se na povrchu nacházejí.