Callisto, ou Jupiter IV, est un satellite naturel de la planète Jupiter, découvert en 1610 par Galilée. Callisto est la troisième plus grande lune dans le Système solaire et la deuxième du système jovien, après Ganymède. C'est également la lune galiléenne la plus éloignée de Jupiter et la seule à ne pas être en résonance orbitale. Callisto se serait formée par accrétion du disque de gaz qui entourait Jupiter après sa formation.
Elle est composée approximativement à parts égales de roche et de glaces. En raison de l'absence d'échauffement dû aux forces de marées, la lune ne serait que partiellement différenciée. Des recherches menées à l'aide de la sonde Galileo révèlent que Callisto pourrait posséder un petit noyau composé de silicates, ainsi qu'un océan d'eau liquide à plus de sous la surface de la lune. Ce dernier serait susceptible d'accueillir une vie extraterrestre.
La surface de Callisto est très cratérisée, extrêmement vieille et ne présente pas de trace d'activité tectonique. Elle est beaucoup moins affectée par la magnétosphère de Jupiter que celles des autres satellites galiléens car elle est plus éloignée de la planète. Elle est entourée par une atmosphère très ténue composée notamment de dioxyde de carbone et probablement d'oxygène moléculaire, ainsi que par une ionosphère intense.
Plusieurs sondes spatiales, de Pioneer 10 et 11 à Galileo et Cassini-Hugens étudient la lune aux . Callisto est parfois considérée comme le corps le plus adapté à l'installation d'une base humaine pour l'exploration du système jovien.
Histoire Découverte alt=Peinture représentant Galilée avec une grande barbe blanche.|gauche|vignette|Galilée.|redresse=0.5 Callisto est découverte par Galilée en , à la même époque que les trois autres grandes lunes de Jupiter, Ganymède, Io et EuropeGalilei, G. ; Sidereus Nuncius (). Cependant, il est possible que Gan De, un astronome chinois, l'ait observée en 362 av. J.-C. Callisto doit son nom à Callisto, une des nombreuses conquêtes de Zeus dans la mythologie grecque. Ce nom est proposé par Simon Marius peu après la découverte d'après une suggestion de Johannes KeplerMarius, S. ; Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici (1614).
Cependant, la désignation en chiffres romains introduite par Galilée est utilisée jusqu'au milieu du aux dépens des noms des lunes galiléennes issus de la mythologie. Selon cette désignation, Callisto est ainsi appelée , car elle est pendant plusieurs siècles le quatrième satellite connu par ordre d'éloignement à Jupiter, jusqu'à la découverte d'Amalthée en 1892..
Exploration vignette|Vue d'artiste d'une hypothétique base humaine sur Callisto.|alt=Dessin de la surface de Callisto avec une sorte de grand silo à gauche, une astromobile au centre et une sorte de navette spatiale à droite. Les sondes Pioneer 10 et Pioneer 11 qui passent à proximité de Jupiter dans les années 1970 n'apportent que peu de nouvelles informations sur Callisto par rapport aux observations faites depuis la Terre. La vraie percée correspond aux survols de Voyager 1 et 2 en 1979-1980. Elles photographient plus de la moitié de la surface de Callisto avec une résolution de et mesurent précisément sa température, sa masse et sa forme.
Il faut cependant attendre la sonde d'exploration jovienne Galileo pour que de nouvelles découvertes soient effectuées. De 1994 à 2003, Galileo survola huit fois Callisto. Lors de son dernier passage en 2001, durant l'orbite C30, elle passe à seulement de la surface. Elle termine de photographier l'ensemble de la surface de Callisto et prend des photos de certaines parties de Callisto avec une résolution pouvant atteindre .
En 2000, la sonde Cassini-Huygens durant son trajet vers Saturne, établit des spectres infrarouge haute résolution des lunes galiléennes, parmi lesquelles Callisto. En février-, la sonde New Horizons, dont la destination est Pluton, fait de nouveaux images et spectres de Callisto.
En 2003, la NASA mena une étude théorique appelée (HOPE, « Exploration humaine des planètes externes ») sur l'exploration humaine du Système solaire externe. L'étude s'intéresse plus particulièrement à Callisto. Il est alors suggéré de construire une base à la surface de Callisto qui produirait du combustible afin de mener l'exploration ultérieure du reste du Système solaire. Le choix se porte sur Callisto en raison des faibles radiations qu'elle subit et de sa stabilité géologique. Une base permettrait d'explorer par la suite Europe et pourrait servir de station-service jovienne pour des vaisseaux allant explorer les régions plus externes du Système solaire. Ces vaisseaux effectueraient un survol à faible altitude de Jupiter après avoir quitté Callisto afin d'utiliser l'assistance gravitationnelle de cette planète pour se propulser.
Caractéristiques astronomiques gauche|vignette|Comparaison des tailles de la Lune (en haut à gauche), de Callisto (en bas à gauche) et de la Terre (à droite).|alt=La Lune est largement plus petite que Callisto, qui est à sont tour bien plus petite que la Terre.
Orbite Callisto est la lune galiléenne la plus éloignée de Jupiter. Elle tourne autour de la planète à une distance de (26,3 fois le rayon de Jupiter). Le rayon de son orbite est beaucoup plus grand que celui de la seconde lune la plus externe, Ganymède dont le rayon de l'orbite est . Callisto étant beaucoup plus éloignée que les trois autres lunes, elle n'est pas en résonance orbitale avec elles et ne l'a probablement jamais été.
Rotation vignette|Animation d'une rotation de Callisto.|alt=La lune, d'une couleur rougeâtre, fait une rotation, ses nombreux cratères ont une couleur orangée. Comme bon nombre de lunes planétaires, Callisto est en rotation synchrone autour de Jupiter. La longueur du jour, identique à sa période orbitale, est d'environ 16,7 jours terrestres. Son orbite est légèrement excentrique et inclinée vers l'équateur jovien. Ses excentricité et inclinaison orbitale sont presque périodiques (à l'échelle de plusieurs siècles) en raison des perturbations gravitationnelles du Soleil et de Jupiter. L'amplitude des variations est respectivement de 0,0072 - 0,0076 et 0,20 - 0,6°. Ces variations orbitales sont à l'origine de modifications de l'inclinaison de son axe (l'angle entre l'axe de rotation et le plan orbital) d'amplitudes comprises entre 0,4 et 1,6°.
Caractéristiques externes Atmosphère et ionosphère vignette|Champ magnétique autour de Callisto. La forme des lignes de champ indique l'existence d'une couche électriquement conductrice à l'intérieur de Callisto. La ligne rouge montre la trajectoire de la sonde Galileo durant un fly-by typique (C3 ou C10).|alt=La lune, représentée par un cercle blanc, est entourée de lignes de champ allant du coin bas-gauche au coin haut-droite. Callisto a une atmosphère ténue, composée principalement de dioxyde de carbone. Elle a été découverte grâce au spectromètre Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) de la sonde Galileo : les chercheurs ont identifié la raie d'absorption à du . La pression à sa surface est estimée à et la densité de particules à . L'atmosphère est probablement alimentée en permanence car une atmosphère si ténue disparaîtrait en quelques jours dans le cas contraire. Elle pourrait être alimentée par la lente sublimation de glace de dioxyde de carbone de la croûte glacée du satellite, processus qui serait compatible avec l'hypothèse de formation des petites aspérités brillantes de la surface par sublimation.
L'ionosphère de Callisto a été détectée pour la première fois durant un des fly-bys (survols) de la sonde Galileo; cette ionosphère présente une densité élevée d'électrons () qui ne peut être expliquée par le seul processus de photoionisation du dioxyde de carbone atmosphérique. Ainsi, l'atmosphère de Callisto pourrait être principalement composée d'oxygène moléculaire, qui serait en quantité dix à cent fois plus importante que le . Cependant, il n'existe pas de preuve directe de la présence d'oxygène dans l'atmosphère de Callisto. Les observations menées avec le télescope spatial Hubble (HST) ont permis d'établir une limite supérieure à la concentration d'oxygène dans l'atmosphère, basée sur l'absence de détection de l'élément par Hubble, qui est compatible avec les mesures de l'ionosphère de la lune. Dans le même temps, Hubble a détecté de l'oxygène condensé piégé à la surface de Callisto.
Surface vignette|gauche|Plaines cratérisées observée par Galileo en juin 1997.|alt=Vue en hauteur de la surface grise de Callisto, révélant de nombreux cratères d'impacts de diamètres divers.
Le flux de particules chargées issues de la magnétosphère de Jupiter est relativement faible à la surface de Callisto : il est 300 fois inférieur à celui reçu par la surface d'Europe. À l'inverse des trois autres lunes galiléennes, l'irradiation par des particules chargées n'a eu que peu d'effet sur la surface de Callisto.
La surface de Callisto est asymétrique : l'hémisphère avant (celui en regard de la direction du mouvement orbital)L'hémisphère avant est celui en regard de la direction du mouvement orbital, l'hémisphère arrière est celui dans la direction opposée. est plus sombre que l'hémisphère arrière. Les autres lunes galiléennes présentent la situation inverse. L'hémisphère arrière de Callisto est enrichi en dioxyde de carbone, tandis que l'hémisphère avant a plus de dioxyde de soufre. De nombreux cratères d'impact jeunes comme Lofn ont une plus forte concentration en dioxyde de carbone en leur sein ou à leur proximité. Selon Greeley & al, la composition chimique de la surface pourrait être globalement proche de celle des astéroïdes de type D, dont la surface est constituée de matériaux carbonés.
La surface ancienne de Callisto est une des plus fortement cratérisées du Système solaire. En fait, sa densité de cratères d'impact est proche de la saturation : tout nouveau cratère aura tendance à faire disparaître un ancien. À grande échelle, la géologie est relativement simple : la planète ne possède pas de montagne, de volcan ou d'autre caractéristique géologique d'origine tectonique endogène. Les cratères d'impact et les structures multi-annulaires, associées aux fractures, escarpements de failles et dépôts, sont les seules grandes caractéristiques géologiques à être présentes sur la surface.