Kalisto alebo Kallisto alebo Callisto je prirodzený satelit Jupitera. Patrí k tzv. Galileovým mesiacom, pretože ho objavil Galileo Galilei v roku 1610. Kallisto je tretí najväčší mesiac v slnečnej sústave a druhý najväčší z Jupiterových mesiacov po Ganymede. Má priemer , takže dosahuje približne 99 % veľkosti planéty Merkúr, ale iba tretinu jeho hmotnosti. Obieha ako štvrtý najvzdialenejší mesiac z Galileových mesiacov vo vzdialenosti asi . Oproti Io, Europe a Ganymede sa nezúčastňuje na orbitálnej rezonancii spomínaných mesiacov, takže nemá vnútorný zdroj tepla v podobe prílivového pôsobenia ako ony. Mesiac má ale s Jupiterom viazanú rotáciu, takže neustále smeruje k planéte rovnakou stranou. Povrch Kallista v porovnaní s povrchmi vnútorných mesiacov ovplyvňuje pôsobenie magnetosféry planéty menej, pretože obieha ďaleko od Jupitera.
Teleso je tvorené horninami a ľadom v približne rovnakom pomere. Priemerná hustota mesiaca dosahuje 1,83 g/cm3. Spektroskopické merania naznačujú, že sa na povrchu nachádza vodný ľad, oxid uhličitý, kremičitany a organické látky. Jeho kôra je hrubá až . Pod ľadovou kôrou mesiaca sa v hĺbke okolo nachádza zrejme relatívne plytký oceán slanej vody a pod ním už len nediferencované či len čiastočne diferencované jadro zložené z kremičitanov.
Povrch Kallisto je silne rozrytý impaktnými krátermi a je preto veľmi starý. Neukazuje žiadne stopy podpovrchových procesov ako je dosková tektonika či vulkanizmus, a tak sa predpokladá, že celý jeho povrch bol sformovaný iba vplyvmi iných telies. Medzi výrazné povrchové útvary patria početné prstencové štruktúry, impaktné krátery rôznych tvarov, a pásy sekundárnych kráterov a jaziev, hrebeňov a uloženín. Pri bližsom pohľade na mesiac je povrch členitý a tvorený malými svetlými zmrznutými depozitami nachádzajúcimi sa na vrcholkoch vyvýšenín. Tieto vyvýšeniny sú obklopené hladkou vrstvou tmavého materiálu. Predpokladá sa, že je to výsledok degradácie malých útvarov vplyvom sublimácie, čo podporuje absencia malých impaktných kráterov a prítomnosť množstva malých pahorkov, ktoré pravdepodobne predstavujú ich zvyšky. Absolútny vek povrchu nie je známy.
Kallisto má veľmi slabú atmosféru zloženú z oxidu uhličitého a pravdepodobne tiež molekulárneho kyslíka a nad ňou potom pomerne intenzívnu ionosféru. Predpokladá sa, že mesiac vznikol pomalou akréciou z disku prachu a plynu, ktorý obklopoval Jupiter po jeho vzniku. Pretože akrécia prebiehala pomaly a aj slapové ohrievanie bolo veľmi malé, nemal Kallisto dostatok tepla, aby mohla prebehnúť jeho vnútorná diferenciácia. Pomalá konvekcia vnútri Kallisto, ktorá začala krátko po vzniku mesiaca, viedla k čiastočnej diferenciácii a pravdepodobne aj k sformovaniu podpovrchového oceánu v hĺbke okolo 100 a malého kamenného jadra.
Pravdepodobná prítomnosť podpovrchového oceánu necháva otvorenú možnosť, že by Kallisto mohol hostiť potenciálny mimozemský život. Ale podmienky pre jeho vznik sú menej prívetivé ako v prípade susednej Európy. Mesiac skúmali sondy Pioneer 10, Pioneer 11, Galileo a Cassini. Kvôli nízkej miere radiácie na povrchu mesiaca sa dlho uvažovalo o Kallisto ako o najvhodnejšom mieste pre prípadnú ľudskú základňu pre výskum Jupiterovej sústavy. Teplota na jeho povrchu sa pohybuje od −130 °C do −190 °C.
Objavenie a názov
Kallisto objavil Galileo v januári 1610 spolu s ďalšími tromi mesiacmi Jupitera: Ganymedom, Io a Európou. Nazvali ho podľa gréckej mytológie podľa jednej z viacerých mileniek Dia Kallisto (Καλλιστώ), čo bola nymfa spájaná s bohyňou lovu Artemis. Meno navrhol Simon Marius, ktorý bol s Galileom v spore o pripísaní prvenstva v objavení mesiacov. Marius pripísal nápad Johnanovi Keplerovi. Pomenovanie Kallisto sa však dlhý čas neujalo a mesiac bol označovaný ako "Jupiter IV" alebo "štvrtý mesiac Jupitera" označujúci jeho poradie od Jupitera, meno sa zase začalo používať až v polovici 20. storočia, kedy bolo objavené veľké množstvo ďalších mesiacov.
Obežná dráha a rotácia
Kallisto je najvzdialenejší zo štyroch Galileových mesiacov obiehajúcich okolo Jupitera. Jupiter obieha približne vo vzdialenosti (zodpovedá 26,3 polomerom Jupitera), čo oveľa viac ako u tretieho Ganymeda, ktorý obieha vo vzdialenosti . V dôsledku tejto vzdialenosti sa Kallisto nezúčastňuje na orbitálnej rezonancii s tromi ďalšími Galileovými mesiacmi a pravdepodobne sa na nej nezúčastňoval ani predtým.
Ako u väčšiny ďalších pravidelných planetárnych mesiacov je aj rotácia Kallisto viazaná. Dĺžka dňa je potom na povrchu mesiaca rovnako dlhá ako doba obehu, teda približne 16,7 pozemského dňa. Jeho obežná dráha je trochu excentrická a naklonená k Jupiterovmu rovníku s orbitálnou excentricitou a inklináciou meniacou sa kvázi-periodicky vplyvom slnečných a planetárnych gravitačných pôsobení. Rozsah zmien je medzi 0,0072 – 0,0076 respektíve 0,20 – 0,60°. Tieto orbitálne variácie spôsobujú sklony rotačnej osi (uhol medzi rotačnou a obežnou osou) medzi 0,4 až 1,6°.
Dynamická izolácia Kallisto znamená, že mesiac nebol nikdy poznateľne zahriaty slapovým teplom, čo malo významné dôsledky pre jeho vnútornú stavbu a evolúciu. Jeho vzdialenosť od Jupitera taktiež znamená, že tok nabitých častíc z planetárnej magnetosféry na mesačný povrch je relatívne nízky, až 300-krát menší ako je tomu napríklad u Europy. Preto, na rozdiel od ďalších Galileových mesiacov, malo ožiarenie nabitými časticami relatívne malý efekt na povrch Kallisto. Hladina radiácie na povrchu mesiaca zodpovedá približne 0,01 remu (0,1 mSv) za deň.
Fyzikálna charakteristika Zloženie
Priemerná hustota Callisto, 1,83 g/cm3, naznačuje, že je zložená z kamenného materiálu a vodného ľadu v približne rovnakom pomere s menším zastúpením nestálych ľadov ako napríklad čpavku. Hmotnostné zastúpenie ľadov sa pohybuje medzi 49 až 55 %. Presné zloženie horninového plášťa nie je známe, ale je podobné zloženiu chondritov typu L alebo LL, ktoré sa od chondritu typu H líšia predovšetkým menším zastúpením železa, vyskytujúcom sa prevažne vo forme oxidov a len v malej miere v metalickej forme. V prípade Callisto je hmotnostný pomer železa voči kremičitanom 0,9 ku 1,3, u Slnka je tento pomer 1:8.
Povrchové albedo Kallisto je okolo 20 %. Jeho povrchové zloženie je pravdepodobne veľmi podobné jeho celkovému zloženiu. Infračervená spektroskopia odhalila prítomnosť absorpčných čiar vodného ľadu na vlnových dĺžkach 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 a 3,0 mikrometra. Vodný ľad sa zdá byť na povrchu mesiaca všadeprítomným, s celkovým podielom asi 25 – 50 %. Analýza snímok v infračervenom a ultrafialovom spektre získaných sondou Galileo a pozorovanie zo Zeme odhalili aj rôzne neľadové materiály: horčíkové a železité ložisko hydratovaných kremičitanov, oxid uhličitý, oxid siričitý a možno amoniak a rôzne organické zlúčeniny. Spektrálne dáta ukazujú, že mesačný povrch je v malom meradle extrémne rôznorodý. Malé kúsky ľadu z čistej vody sú pomiešané s kúskami zmesi ľadu a kamenia, na ktoré nadväzujú tmavé oblasti zložené z neľadového materiálu.
Povrch mesiaca je asymetrický; privrátená strana (strana v smere obehu mesiaca) je tmavšia ako strana odvrátená. U všetkých ostatných Galileových mesiacov je situácia obrátená, teda privrátená strana je svetlejšia ako odvrátená. Zdá sa, že odvrátená strana Kallisto je obohatená oxidom uhličitým, ale privrátená strana obsahuje viac oxidu siričitého. Mnoho čerstvých impaktných kráterov na povrchu taktiež ukazuje prítomnosť oxidu uhličitého. Celkovo sa odhaduje, že chemické zloženie povrchu, hlavne tmavých oblastí, by mohlo byť podobné zloženiu asteroidov typu D, ktorej povrch je tvorený uhlíkatým materiálom.
Stavba
Povrch Callisto posiaty krátermi leží na studenej, stuhnutej a ľadovej litosfére, ktorá je medzi hrubá 80 až . Ak pod povrchovou kôrou existuje slaný oceán, nachádza sa v hĺbke medzi 50 až , ako naznačujú štúdie magnetického poľa okolo Jupitera a jeho mesiacov. Zistilo sa, že Callisto reaguje na premenlivé magnetické pole Jupitera ako ideálne vodivá guľa; znamená to, že pole nemôže preniknúť dovnútra mesiaca. To možno vysvetliť existenciou vrstvy tvorenej veľmi vodivou tekutinou s hrúbkou najmenej . Existencia oceánu je pravdepodobnejšia, ak voda obsahuje malé množstvo čpavku či inej nemrznúcej zmesi a to v zastúpení minimálne 5 hmotnostných percent. V tomto prípade by vrstva oceánu mohla byť 250 až hrubá. Ak by na mesiaci oceán neexistoval, ľadová kôra by bola pravdepodobne hrubá okolo .
Pod litosférou a prípadným oceánom nie je vnútorná stavba Kallisto úplne jednotvárna, ale ani výrazne rozdielna. Údaje nasnímané sondou Galileo (najmä bezrozmerný moment zotrvačnostiBezrozmerný moment zotrvačnosti možno vypočítať ako I/(mr^2), kde I je moment zotrvačnosti, m hmotnosť a r stredný polomer. Pre homogénnu guľu je bezrozmerný moment rovný 0,4, ale čím viac hustota rastie smerom k stredu, tým je hodnota nižšia. -0,3549 ± 0,0042 – určený počas tesných preletov okolo mesiaca) naznačujú, že vnútro mesiaca je tvorené stlačenými horninami a zmesou ľadu s narastajúcim obsahom hornín so zvyšujúcou sa hĺbkou spôsobenom čiastočným usadzovaním jednotlivých zložiek. Inými slovami, Kallisto je len čiastočne diferencované. Hustota a moment zotrvačnosti sú v zhode s existenciou malého silikátového jadra uprostred mesiaca. Polomer takéhoto jadra by nemohol prekročiť a jeho hustota by ležala medzi 3,1 – 3,6 g/cm3.
Povrchové útvary
Prastarý povrch Kallisto je jedným z najviac krátermi posiatych povrchov v slnečnej sústave. Frekvencia impaktných kráterov na povrchu je blízko nasýtenia, čo znamená, že vznik nového kráteru by viedol k zániku staršieho kráteru. Morfológia povrchu je pomerne jednoduchá, pretože sa na povrchu nenachádzajú žiadne hory, sopky a ani tektonické útvary vzniknuté ednogénnymi pochodmi vnútri mesiaca. Impaktné krátery a niekoľko prstencových štruktúr spolu so sprievodnými trhlinami, zrázmi a usadeným materiálom sú jediné veľké útvary, ktoré sa na povrchu nachádzajú.
Povrch Callisto sa dá rozdeliť na niekoľko geologicky rozdielnych jednotiek: pláne posiate impaktnými krátermi, svetlé planiny, jasné a tmavé hladké pláne a množstvo jednotiek spojených s niekoľkými jednotlivými prstencovými štruktúrami a impaktnými krátermi. Pláne posiate impaktnými krátermi pokrývajú väčšinu povrchu a predstavujú starú litosféru tvorenú zmesou ľadu a horninového materiálu. Svetlé pláne tvoria jasné impaktné krátery ako Burr a Lofn, rovnako tak aj zvyšky takmer starých kráterov a centrálne oblasti prstencových štruktúr. Predpokladá sa, že svetlé pláne vznikli ako výsledok depozície ľadových častíc z impaktov. Svetlé, hladké planiny tvoria malú časť povrchu Kallisto. Nachádzajú sa v okolí chrbtov a údolí spojených so vznikom kráterov Valhalla a Asgard a ako izolované miesta v krátermi posiatych planinách. Predpokladalo sa, že sú spojené s endogénnou aktivitou, ale snímky vo vysokom rozlíšení zo sondy Galileo ukázali, že svetlé, hladké planiny korelujú so silne popraskaným a kopcovitým terénom a neukazujú žiadne známky pretvorenia povrchu. Snímky zo sondy Galileo odhalili malé, tmavé, hladké oblasti s veľkosťou menej než , ktoré vyzerajú, ako by obopínali okolitý terén. Pravdepodobne by mohlo ísť o depozity spojené s kryovulkanizmom. Obe skupiny, ako svetlé tak aj rôznorodé hladké planiny, sú mladšie a menej posiate krátermi ako okolité krátermi posiate planiny.