Calisto (del griego Καλλιστώ) es un satélite del planeta Júpiter, descubierto en 1610 por Galileo Galilei. Es el tercer satélite más grande del Sistema Solar y el segundo del sistema joviano, después de Ganímedes. Calisto tiene aproximadamente el 99% del diámetro del planeta Mercurio, pero sólo un tercio de su masa. Es el cuarto satélite galileano en cuanto a distancia a Júpiter, con un radio orbital de 1.880.000 kilómetros. No está influido por la resonancia orbital que afecta a los tres satélites galileanos interiores: Ío, Europa y Ganímedes; por lo que no sufre un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, como sí ocurre en los otros tres.

Calisto tiene una rotación síncrona, es decir, su período de rotación concuerda con su período orbital, de manera que, igual que la Luna con la Tierra, siempre "muestra" la misma cara a Júpiter. La superficie de Calisto no está tan influida por la magnetosfera de Júpiter como la de los otros satélites interiores ya que su órbita es más lejana.

Este satélite está compuesto aproximadamente por partes iguales de roca y hielo, con una densidad media de unos 1,83 g/cm3. Los componentes detectados mediante la firma espectral de la superficie incluyen hielo, dióxido de carbono, silicatos, y compuestos orgánicos. La investigación de la sonda espacial Galileo reveló que Calisto tiene un núcleo, compuesto principalmente de silicatos, y además, la posibilidad de un océano interno de agua líquida a una profundidad superior a 100 kilómetros.

La superficie de Calisto está repleta de cráteres y es muy antigua. No presenta señales de actividad tectónica y se piensa que su evolución se ha producido predominantemente bajo la influencia de los impactos de numerosos meteoritos a lo largo de su existencia. Los principales accidentes geográficos incluyen múltiples estructuras, como cráteres de impacto, grandes cuencas de impacto con multiples anillos concéntricos (con los escarpes, crestas y depósitos a ellas asociadas) y cadenas de cráteres (catenae). A pequeña escala, la superficie es variada y consiste en pequeños y brillantes depósitos congelados en las cimas de las alturas, rodeadas por un litoral bajo, compuesto de material oscuro. La edad absoluta de los accidentes geográficos se desconoce.

Calisto está rodeado por una atmósfera extremadamente fina, compuesta de dióxido de carbono y probablemente de oxígeno molecular,además de una ionosfera relativamente fuerte. Se piensa que el segundo satélite mayor de Júpiter se formó por una "lenta" acreción del remolino de materia que rodeó Júpiter después de su formación. Esta lentitud y la falta de fuerzas de marea evitaron una rápida diferenciación planetaria. La también lenta convección en el interior de Calisto, que empezó poco después de su formación, ha producido una diferenciación planetaria parcial y aporta la posibilidad de un océano interior a una profundidad de 100 a 150 kilómetros, así como un pequeño núcleo rocoso.

La probable presencia de un océano líquido bajo la superficie de Calisto indica que puede o podría haber albergado vida. Sin embargo, esto es menos probable que en Europa. Diversas sondas espaciales como la Pioneer 10 y 11 o la Galileo y la Cassini han estudiado el satélite. Calisto está considerado el lugar más "acogedor" para una base humana en una futura exploración del sistema joviano.

Calisto es el satélite galileano más lejano de Júpiter. Orbita a una distancia de aproximadamente 1.880.000 km (26,3 veces el radio de Júpiter, 71.398 km). Esta es significativamente superior a la del siguiente satélite galileano, Ganímedes, con un radio orbital de sólo 1.070.000 km. El resultado de esta distancia relativamente grande es que Calisto no está afectado por la resonancia orbital que afecta a los otros tres satélites galileanos; además, es probable que nunca le haya afectado.

Igual que para muchos otros satélites planetarios, la rotación de Calisto es síncrona, es decir, su período orbital es igual a su período de rotación. La duración del día calistiano, idéntica a su período orbital, es de unos 16,7 días terrestres. Tiene una órbita muy poco excéntrica y poco inclinada respeto al ecuador joviano. Esta órbita cambia casi periódicamente a causa de las perturbaciones solares y planetarias. Los cambios de la excentricidad van de 0,0072 a 0,0076, mientras que la inclinación varía de 0,2 a 0,6º. Estas variaciones orbitales hacen que la inclinación axial (el ángulo entre el eje rotacional y el plano de la órbita) varíe entre 0,4 y 1,6°.

El desarrollo "aislado" de Calisto ha determinado que nunca haya sufrido un calentamiento apreciable por fuerzas de marea, cosa que ha tenido importantes consecuencias para la evolución de su estructura interna. Su distancia con respecto a Júpiter también determina que el flujo de partículas cargadas de la magnetosfera sea relativamente pequeño, unas 300 veces inferior a la de Europa. Por lo tanto, a diferencia de los otros grandes satélites de Júpiter, la irradiación de partículas cargadas sobre la superficie de Calisto ha tenido un efecto menor.

La densidad media de Calisto de 1,83 g/cm3 sugiere que presenta una composición de aproximadamente la misma cantidad de material rocoso y agua helada junto con algunos hielos volátiles, como amoniaco. La fracción de las masas de hielo (de diferentes materiales) está entre el 49% y el 55%.La composición exacta de la parte rocosas de Calisto es desconocida, pero probablemente está formada por rocas ordinarias de condrita (rocas meteóricas) de tipos LL, que se caracterizan por su bajo contenido en hierro e hierro metálico y una relativa abundancia de óxido de hierro.

La superficie de Calisto tiene un albedo de un 22%, es decir refleja el 22% de la luz que le llega. La composición de la superficie se considera, en términos generales, muy similar al resto de la composición del satélite. La espectroscopia muestra las líneas de absorción del agua helada de longitudes de onda de 1,04, 1,25, 1,5, 2,0 y 3,0 micrómetros. El agua helada parece ser ubicua en la superficie de Calisto, representando una fracción de la masa total de entre el 25% y el 50%. El análisis de alta resolución del espectro de las ondas infrarrojas y ultravioletas obtenidas por la sonda Galileo, ha revelado diversos materiales independientes del hielo en la superficie: hidrosilicatos de hierro y magnesio, dióxido de carbono, dióxido de azufre, posiblemente amoniaco y diversos compuestos orgánicos. La información espectral indica también que la superficie del satélite es extremadamente heterogénea a pequeña escala. Pequeñas y brillantes zonas de agua helada se entremezclan con zonas de una combinación de roca y hielo, y con extensas áreas oscuras de materiales independientes del hielo. La superficie de Calisto es asimétrica; el hemisferio principal (el hemisferio que "muestra" la cara hacia el movimiento orbital) es más oscuro que el hemisferio "atrasado" (el otro hemisferio). Esto es diferente a los otros tres satélites galileanos, donde lo que ocurre es lo contrario. Se cree que el hemisferio "atrasado" de Calisto es abundante en dióxido de carbono, mientras que el hemisferio principal es más abundante en dióxido de azufre. Muchos de los cráteres de impacto relativamente jóvenes, como el cráter Lofn, son abundantes en dióxido de carbono. En conjunto, la composición química de la superficie, especialmente en las áreas oscuras, parece similar a la de los asteroides tipo "D", cuyas superficies están formadas por materiales carbónicos.

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