Voir la source de Callisto (lune)

{{En-tête label|AdQ|année=2008|TdQ}}
{{Voir homonymes|Callisto}}
{{Infobox Satellite naturel
 | nom                         = Callisto
 | nom systématique            = {{satellite|Jupiter|IV}}
 | image                       = Callisto - July 8 1979 (38926064465).jpg
 | légende image               = [[Photomosaïque]] de Callisto, acquise par la [[sonde spatiale|sonde]] ''[[Voyager 2]]'' en 1979.
 | catégorisation              = [[Satellites naturels de Jupiter|Satellite naturel de Jupiter]]
 | époque                      = {{date|16|janvier|1997}}<ref name="jpl_ssd_orbital">{{Lien web
  | langue=en
  | url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem
  | titre=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters
  | éditeur=Jet Propulsion Laboratory - Solar System Dynamics
  | consulté le=17 décembre 2009
}}</ref>
 | demi-grand axe              = 1882700
 | demi-grand axe notes        =<ref name="Anderson 2001">{{article|langue=en|nom1=Anderson|prénom1=J. D. |nom2=Jacobson |prénom2=R. A.|nom3=McElrath |prénom3=T. P.|nom4=al. |titre=Shape, mean radius, gravity field and interior structure of Callisto |périodique=Icarus|année=2001|volume=153|pages=157–161|doi=10.1006/icar.2001.6664| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001Icar..153..157A}}</ref>
 | périapside                  = 1869000
 | périapside notes            =<ref>Le périapside est établi au regard du demi-grand axe (''a'') et de l’excentricité (''e'') à l'aide de la formule : <math>a*(1-e)</math>.</ref>
 | apoapside                   = 1897000
 | apoapside notes             =<ref>L'apoapside est établi au regard du demi-grand axe (''a'') et de l’excentricité (''e'') à l'aide de la formule : <math>a*(1+e)</math>.</ref>
 | excentricité                = 0.0074
 | excentricité notes          =<ref name="orbit"/>
 | période de révolution       = 16.6890184
 | période de révolution notes =<ref name="orbit"/>
 | magnitude apparente                  = 5.65 ± 0.10
 | magnitude apparente notes = <ref name="jpl_ssd_physical">{{lien web|langue=en|titre=Planetary Satellite Physical Parameters
|url= http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_phys_par|site=JPL Solar System Dynamics|date=mis à jour le 19 février 2015|consulté le=7 avril 2015}}</ref> {{petit|(à l'[[Opposition (astronomie)|opposition]])}}
 | inclinaison                 = 0.192
 | inclinaison notes           = <br>(par rapport au plan<br>équatorial de Jupiter)<ref name="orbit"/>
 | diamètre                    = 4820.3 ± 3.0
 | diamètre notes=
 | masse                       = {{unité|1.075938 ± 0.000137 e23}}
 | densité                     = 1.834 4 ± 0.003
 | densité notes               = 
 | gravité                     = 1.235
 | vitesse de libération       = 
 | période de rotation         = 16.689
 | période de rotation alt   = [[Rotation synchrone]]
 | albédo                      = 0.22
 | albédo notes                = (géométrique)<ref name="Moore2004"/>
 | température                 = 165 ± 5 (max)<br>134 ± 11 (moy)<br>80 ± 5 (min)
 | température notes           =<ref name="Moore2004"/>
 | atmosphère                  = ~{{unité|4 e8 cm-3}} [[dioxyde de carbone]]<ref name="Carlson 1999"/><br>jusqu'à {{unité|2 e10 cm-3}} [[oxygène|oxygène moléculaire]]<ref name="Liang 2005"/>
 | découvreur                  = [[Galilée (savant)|Galilée]]
 | date_découverte             = {{date|7|janvier|1610}}
 | désignations                = 
 |nommé d'après                = [[Callisto (mythologie)|Callisto]] (nymphe)
}}
'''Callisto''', ou '''Jupiter IV''', est un [[satellite naturel]] de la [[planète]] [[Jupiter (planète)|Jupiter]], découvert en [[1610]] par [[Galilée (savant)|Galilée]]. Callisto est la troisième plus grande lune dans le [[Système solaire]] et la deuxième du système jovien, après [[Ganymède (lune)|Ganymède]]. C'est également la [[Satellites galiléens|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 [[glace]]s. En raison de l'absence d'échauffement dû aux [[force de marée|forces de marées]], la lune ne serait que partiellement [[différenciation planétaire|différenciée]]. Des recherches menées à l'aide de la [[Galileo (sonde spatiale)|sonde Galileo]] révèlent que Callisto pourrait posséder un petit [[noyau planétaire|noyau]] composé de [[silicate]]s, ainsi qu'un océan d'[[eau]] liquide à plus de {{unité|100 km}} sous la surface de la lune. Ce dernier serait susceptible d'accueillir une [[vie extraterrestre]].

La surface de Callisto est très [[cratère d'impact|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 planétaire|atmosphère]] très ténue composée notamment de [[dioxyde de carbone]] et probablement d'[[oxygène|oxygène moléculaire]], ainsi que par une [[ionosphère]] intense.

Plusieurs [[sonde spatiale|sondes spatiales]], de ''[[Pioneer 10]]'' et [[Pioneer 11|''11'']] à [[Galileo (sonde spatiale)|''Galileo'']] et [[Cassini-Huygens|''Cassini-Hugens'']] étudient la lune aux {{S2|XX|XXI}}. Callisto est parfois considérée comme le corps le plus adapté à l'installation d'une base humaine pour l'exploration du système jovien.

== Découverte ==
[[Fichier:Galileo.arp.300pix.jpg|alt=Peinture représentant Galilée avec une grande barbe blanche.|gauche|vignette|[[Galilée (savant)|Galilée]].|redresse=0.5]]
Callisto est découverte par [[Galilée (savant)|Galilée]] en janvier 1610, à la même époque que les trois autres grandes lunes de [[Jupiter (planète)|Jupiter]], [[Ganymède (lune)|Ganymède]], [[Io (lune)|Io]] et [[Europe (lune)|Europe]]<ref name="Galilei">Galilei, G. ; [http://www.physics.emich.edu/jwooley/chapter9/Chapter9.html ''Sidereus Nuncius''] ({{date|13|mars|1610}})</ref>. Cependant, il est possible que [[Gan De]], un astronome chinois, l'ait observée en 362 av. J.-C<ref name="Xi1981">{{Article astronomique | auteur=Xi, Z. Z. | titre=The Discovery of Jupiter's Satellite Made by Gan De 2000 years Before Galileo| revue=Acta Astrophysica Sinica| vol=1:2 | pages=87 | année=1981 | bibcode=1981AcApS...1...85X}}</ref>. Callisto doit son nom à [[Callisto (mythologie)|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 Kepler]]<ref>Marius, S. ; [http://galileo.rice.edu/sci/marius.html ''Mundus Iovialis anno M.DC.IX Detectus Ope Perspicilli Belgici''] ([[1614]])</ref>{{,}}<ref name="Galileo">{{Lien web|titre=Satellites of Jupiter|éditeur=The Galileo Project|url=http://galileo.rice.edu/sci/observations/jupiter_satellites.html|consulté le=31 juillet 2007}}</ref>. 

Cependant, la désignation en chiffres romains introduite par Galilée est utilisée jusqu'au milieu du {{s-|XX}} aux dépens des noms des [[Satellites galiléens|lunes galiléennes]] issus de la [[mythologie]]. Selon cette désignation, Callisto est ainsi appelée {{nobr|Jupiter {{IV}}}}, car elle est pendant plusieurs siècles le quatrième satellite connu par ordre d'éloignement à Jupiter, jusqu'à la découverte d'[[Amalthée (lune)|Amalthée]] en 1892<ref name="Barnard1892">{{article|langue=en|auteur=E. E. Barnard|url=http://adsabs.harvard.edu//full/seri/AJ.../0012//0000081.000.html |titre=Discovery and Observation of a Fifth Satellite to Jupiter|périodique=Astronomical Journal|volume=12|année=1892|pages=81–85}}</ref>{{,}}<ref name="Barton1964">{{Article |langue=en |auteur1=S. G. Barton |titre=Discovery and Naming of Jupiter's Satellites |périodique=Astronomical Society of the Pacific Leaflets |volume=5 |numéro=214 |date=1946 |lire en ligne=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1946ASPL....5..111B/0000111.000.html |pages=p.111-118 }}.</ref>.

== Orbite et rotation ==
[[Fichier:Callisto Earth Moon Comparison.png|left|thumb|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.]]
Callisto est la lune galiléenne la plus éloignée de Jupiter. Elle tourne autour de la planète à une distance de {{unité|1880000 km}} (26,3 fois le rayon de Jupiter)<ref name=orbit>{{Lien web|titre=Planetary Satellite Mean Orbital Parameters|éditeur=Jet Propulsion laboratary, California Institute of Technology|url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem}}</ref>. Le rayon de son orbite est beaucoup plus grand que celui de la seconde lune la plus externe, [[Ganymède (lune)|Ganymède]] dont le rayon de l'orbite est {{unité|1070000 km}}. 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<ref name=Musotto2002>{{article|langue=en|prénom1=Susanna |nom1=Musotto|nom2=Varadi |prénom2=Ferenc |nom3=Moore |prénom3=William |nom4=Schubert |prénom4=Gerald|titre=Numerical Simulations of the Orbits of the Galilean Satellites |périodique=Icarus |année=2002 |volume=159 |pages=500–504 |doi=10.1006/icar.2002.6939| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..159..500M}}</ref>.
[[Fichier:Callisto Rotation Movie.gif|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<ref name="Anderson 2001"/>. 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 [[Fonction presque périodique|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°<ref name=Musotto2002/>. Ces variations orbitales sont à l'origine de modifications de l'[[inclinaison de l'axe|inclinaison de son axe]] (l'angle entre l'axe de rotation et le plan orbital) d'amplitudes comprises entre 0,4 et 1,6°<ref name=Bills2005>{{article|langue=en|auteur=Bruce G. Bills|titre=Free and forced obliquities of the Galilean satellites of Jupiter |périodique=Icarus |année=2005 |volume=175 |pages=233–247 |doi=10.1016/j.icarus.2004.10.028 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..175..233B}}</ref>.

En raison de son éloignement de Jupiter, la lune n'a jamais été significativement [[force de marée#Principe de base|chauffée par les forces de marée]], ce qui a des conséquences importantes sur sa structure interne et son évolution<ref name=Freeman2006/>. De même, le flux de particules chargées issues de la [[magnétosphère]] de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] est relativement faible à la surface de Callisto : il est 300 fois inférieur à celui reçu par la surface d'[[Europe (lune)|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<ref name=Cooper2001>{{article|langue=en|prénom1=John F. |nom1=Cooper|nom2=Johnson |prénom2=Robert E. |nom3=Mauk |prénom3=Barry H. |nom4=al.|titre=Energetic Ion and Electron Irradiation of the Icy Galilean Satellites|périodique=Icarus|année=2001|volume=139|pages=133–159|doi=10.1006/icar.2000.6498| url=http://icymoons.com/europaclass/Cooper_gllsat_irrad.pdf}}</ref>.

== Caractéristiques physiques ==
=== Composition ===
[[Fichier:PIA00844 NIMS spectra.gif|thumb|[[réflectance|Spectre de réflexion]] dans le proche [[infrarouge]] acquis par ''[[Galileo (sonde spatiale)|Galileo]]'' en novembre 1996, avec une [[pouvoir de résolution|résolution spatiale]] d'environ {{unité|100 km}}. Le spectre du [[Asgard (cratère)|cratère Asgard]] (trait plein) montre, dans les [[longueur d'onde|longueurs d'onde]] {{unité|1 - 2 µm}}, une abondance de [[glace|glace d'eau]]. Celui des terrains sombres (en pointillé) est typique de matériaux [[roche]]ux pauvres en glace.|alt=Graphe avec une ligne bleue en trait plein et une ligne rouge en pointillés. Les deux ont des allures similaires.]]
La [[masse volumique]] moyenne de Callisto, {{unité|1.83 g/cm3}}<ref name="Anderson 2001"/>, suggère que la lune est composée de roches et de glace d'eau en proportions à peu près égales, avec en plus quelques composés volatils gelés tels que l'[[ammoniac]]<ref name=Kuskov2005>{{article|langue=en|prénom1=O. L. |nom1=Kuskov|nom2=Kronrod |prénom2=V.A. |titre=Internal structure of Europa and Callisto |périodique=Icarus |année=2005 |volume=177 |pages=550-369 |doi=10.1016/j.icarus.2005.04.014 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Icar..177..550K}}</ref>. La fraction massique de glace est comprise entre 49 et 55 %<ref name=Kuskov2005/>{{,}}<ref name="Spohn 2003"/>. La composition exacte des roches de Callisto est inconnue, mais elle est probablement proche de la composition des [[chondrite ordinaire|chondrites ordinaires]] de type L/LL, qui sont caractérisées par une plus faible proportion totale de [[fer]] et de fer sous forme métallique, mais davantage d'[[oxyde de fer]] que dans les [[chondrite de type H|chondrites de type H]]. Le rapport massique fer/[[silicium]] est compris entre 0,9 et 1,3 sur Callisto contre environ 1,8 pour le Soleil<ref name=Kuskov2005/>.

La surface de Callisto a un [[albédo]] d'environ 20 %<ref name=Moore2004/>. La composition de sa surface serait représentative de sa composition globale. Des travaux [[spectroscopie|spectroscopiques]] menés dans l'infrarouge proche ont montré la présence de [[raie d'absorption|raies d'absorption]] dues à la glace d'eau aux [[longueur d'onde|longueurs d'onde]] de 1,0 ; 1,25 ; 1,5 ; 2,0 et {{unité|3,0 micromètres}}<ref name=Moore2004/>. La glace d'eau semble avoir une répartition isotropique à la surface dont elle composerait entre 25 et 50 % en masse<ref name=Showman1999>{{Article|langue=en|prénom1=Adam P. |nom1=Showman |nom2=Malhotra |prénom2=Renu|titre=The Galilean Satellites|année=1999|périodique=Science|volume=286|pages=77–84|doi=10.1126/science.286.5437.77| url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/showman-malhotra-1999.pdf}}</ref>. L'analyse des spectres de haute résolution dans l'infrarouge proche et l'[[ultraviolet]] pris par [[Galileo (sonde spatiale)|Galileo]] et depuis la Terre ont permis d'identifier d'autres matériaux que la glace, tels des [[silicate]]s hydratés de fer et de [[magnésium]]<ref name=Moore2004/>, du [[dioxyde de carbone]]<ref name=Brown2003/>, du [[dioxyde de soufre]]<ref name=Noll1996>{{Lien web |auteur=K.S. Noll |titre=Detection of SO<sub>2</sub> on Callisto with the Hubble Space Telescope|année=1996|éditeur=Lunar and Planetary Science XXXI| url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1852.PDF|pages=1852}}</ref> et peut-être de l'[[ammoniac]] et d'autres [[composé organique|composés organiques]]<ref name=Showman1999/>{{,}}<ref name=Moore2004/>. Les données spectrales indiquent que la surface est extrêmement hétérogène à petite échelle. De petites taches brillantes composées de glace d'eau pure sont mêlées à des taches d'un mélange roche-glace et de grandes zones sombres de matériaux non glacés<ref name=Moore2004/>{{,}}<ref name="Greeley 2000"/>.

La surface de Callisto est asymétrique : l'hémisphère ''avant'' (celui en regard de la direction du mouvement orbital)<ref name=stub2>L'hémisphère ''avant'' est celui en regard de la direction du mouvement orbital, l'hémisphère ''arrière'' est celui dans la direction opposée.</ref> est plus sombre que l'hémisphère ''arrière''. Les autres lunes galiléennes présentent la situation inverse<ref name=Moore2004/>. L'hémisphère ''arrière'' de Callisto est enrichi en [[dioxyde de carbone]], tandis que l'hémisphère ''avant'' a plus de [[dioxyde de soufre]]<ref name=Hibbitts1998>{{Lien web|auteur=C.A. Hibbitts; McCord, T. B.; Hansen, G.B. |titre=Distributions of CO<sub>2</sub> and SO<sub>2</sub> on the Surface of Callisto |année=1998| éditeur=Lunar and Planetary Science XXXI |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2000/pdf/1908.pdf|pages=1908}}</ref>. De nombreux [[cratère d'impact|cratères d'impact]] jeunes comme [[Lofn (cratère)|Lofn]] ont une plus forte concentration en dioxyde de carbone en leur sein ou à leur proximité<ref name=Hibbitts1998/>. Selon Greeley & al, la [[composition chimique]] de la surface pourrait être globalement proche de celle des [[astéroïde de type D|astéroïdes de type D]]<ref name="Greeley 2000"/>, dont la surface est constituée de matériaux carbonés.

=== Structure interne ===
[[Fichier:Callisto diagram.svg|gauche|vignette|Structure interne légendée de Callisto.|alt=Représentation en coupe de la lune, où l'on observe en dégradé ses différentes couches continues de composition différentes.]]
Callisto est recouverte d'une [[lithosphère]] glacée d'une épaisseur comprise entre 80 et {{unité|150 km}}<ref name="Spohn 2003"/>{{,}}<ref name=Kuskov2005/>. Un océan salé pourrait être situé sous la croûte<ref name="Spohn 2003"/>{{,}}<ref name=Kuskov2005/>, comme semblent l'indiquer des études sur le [[champ magnétique]] autour de Jupiter et de ses lunes<ref name="Khurana 2000">{{article |langue=en|nom1=Khurana|prénom1=K. K.|nom2=al.|titre=Induced magnetic fields as evidence for subsurface oceans in Europa and Callisto|périodique=Nature|année=1998|volume=395|pages=777–780|doi=10.1038/27394| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/N395777.pdf}}</ref>{{,}}<ref name="Zimmer 2000">{{Article|langue=en|nom1=Zimmer|prénom1=C.|nom2=Khurana |prénom2=K. K.|titre=Subsurface Oceans on Europa and Callisto: Constraints from Galileo Magnetometer Observations| périodique=Icarus| année=2000| volume=147| pages=329–347|doi=10.1006/icar.2000.6456| url=http://www.igpp.ucla.edu/people/mkivelson/Publications/ICRUS147329.pdf}}</ref>. Callisto se comporte comme une sphère parfaitement [[conductivité électrique|conductrice]] dans le champ magnétique de Jupiter ; en d'autres termes, le champ ne pénètre pas à l'intérieur de la lune, ce qui suggère que Callisto aurait en son sein un fluide très conducteur dont l'épaisseur minimale serait de {{unité|10 km}}<ref name="Zimmer 2000"/>. La probabilité d'existence d'un océan est renforcée si l'eau contient une petite quantité d'[[ammoniac]] ou d'un autre composé [[antigel]], dans une proportion massique inférieure ou égale à 5 %<ref name="Spohn 2003">{{article |langue=en|nom1=Spohn|prénom1=T.|nom2=Schubert |prénom2=G.|titre=Oceans in the icy Galilean satellites of Jupiter?|périodique=Icarus|année=2003|volume=161|pages=456–467|doi=10.1016/S0019-1035(02)00048-9| url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Spohn_Schubert_oceans.pdf}}</ref>. Dans ce cas, l'océan pourrait avoir une épaisseur allant jusqu'à {{unité|250 – 300 km}}<ref name=Kuskov2005/>. Si Callisto s'avérait dépourvue d'océan, sa [[lithosphère]] pourrait être plus épaisse qu'aujourd'hui envisagé et mesurer jusqu'à {{unité|300 km}}.

En dessous de la lithosphère et de l'océan, l'intérieur de Callisto ne serait ni très homogène, ni complètement hétérogène. Les données obtenues grâce à ''[[Galileo (sonde spatiale)|Galileo]]''<ref name="Anderson 2001"/>, en particulier le [[moment d'inertie]] adimensionnel<ref name="moment d'inertie">Le moment d'inertie adimensionnel est I/(mr²), ou I est le [[moment d'inertie]], m la [[masse]] et r le [[rayon (géométrie)|rayon]] maximal. Il est de 0,4 pour un corps sphérique homogène, mais inférieur à 0,4 pour un corps sphérique dans lequel la densité augmente avec la profondeur.</ref>, 0,3549 ± 0,0042 calculé lors de survols proches, suggèrent que l'intérieur est composé de [[roche]]s et de glaces comprimées. La proportion de roches augmenterait avec la profondeur en raison d'une séparation partielle de ses composants due à leur densité différente. En d'autres termes, Callisto est seulement [[différenciation planétaire|partiellement différenciée]]. Sa [[densité]] et son [[moment d'inertie]] sont compatibles avec l'existence d'un petit cœur de silicates au centre du satellite. Le rayon d'un tel cœur est inférieur à {{unité|600 km}}, et sa densité comprise entre 3,1 et {{unité|3.6 g cm-3}}<ref name="Anderson 2001"/>{{,}}<ref name=Kuskov2005/>.

=== Surface ===
[[Fichier:Cratered plains PIA00745.jpg|thumb|left|Plaines cratérisées observée par ''Galileo'' en juin 1997<ref>{{Lien web |langue=en |auteur= |titre=PIA00745: Callisto's Equatorial Region |url=https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA00745 |site=photojournal.jpl.nasa.gov |date= |consulté le=2021-01-06}}</ref>.|alt=Vue en hauteur de la surface grise de Callisto, révélant de nombreux cratères d'impacts de diamètres divers. ]]

La surface ancienne de Callisto est une des plus fortement cratérisées du Système solaire<ref name="Zahnle 1998">{{article|langue=en|nom1=Zahnle|prénom1=K.|nom2=Dones |prénom2=L. |titre=Cratering Rates on the Galilean Satellites|périodique=Icarus|année=1998|volume=136|pages=202–222|doi=10.1006/icar.1998.6015| url=http://lasp.colorado.edu/icymoons/europaclass/Zahnle_etal_1998.pdf}}</ref>. En fait, sa densité de [[cratère d'impact|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<ref name="Bender 1997">{{Lien web|auteur1=K. C. Bender |auteur2=J. W. Rice |auteur3=D. E. Wilhelms |et al.=oui |titre=Geological map of Callisto |éditeur=U.S. Geological Survey |année=1997 |url=https://astrogeology.usgs.gov/Projects/PlanetaryMapping/DIGGEOL/galsats/callisto/jcglobal.htm}}</ref>. 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<ref name="Greeley 2000"/>{{,}}<ref name="Bender 1997"/>.

La surface de Callisto peut être divisée en différentes zones géologiques : plaines cratérisées, plaines claires, plaines lisses d'apparence brillante et différentes unités associées aux structures multi-annulaires et aux cratères d'impact<ref name="Bender 1997"/>{{,}}<ref name="Greeley 2000">{{article|langue=en|nom1=Greeley|prénom1=R.|nom2=Klemaszewski |prénom2=J. E. |nom3=Wagner |prénom3=L. |nom4=al.|titre=Galileo views of the geology of Callisto|périodique=Planetary and Space Science|année=2000|volume=48|pages=829–853| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000P%26SS...48..829G}}</ref>. Les plaines cratérisées constituent la plus grande partie de la surface de la lune et représentent l'ancienne [[lithosphère]], un mélange de glace et de matériaux rocheux. Les plaines claires incluent les cratères d'impact brillants comme [[Asgard (cratère)|Burr]] et [[Lofn (cratère)|Lofn]], ainsi que les restes effacés de vieux cratères appelés [[palimpseste (planétologie)|palimpsestes]]<ref>Dans le cas des satellites glacées, les palimsestes sont définis comme des caractéristiques géologiques brillantes et circulaires, sans doute de vieux cratères d'impact (Greeley ''et al.'', 2000)</ref>, les parties centrales des structures multi-annulaires, et des taches isolées dans les plaines cratérisées<ref name="Greeley 2000"/>. Ces plaines claires seraient des dépôts glacés d'impact. Les plaines lisses d'apparence brillante constituent une faible fraction de la surface de Callisto et sont présentes dans les zones de crêtes et de fractures des cratères [[Valhalla (cratère)|Valhalla]] et [[Asgard (cratère)|Asgard]] et parfois dans les plaines cratérisées. Les scientifiques pensaient qu'elles étaient liées à l'activité endogène, mais des images à haute résolution de la sonde Galileo ont montré que ces plaines lisses d'apparence brillante étaient liées au terrain très fracturé et rugueux et ne présentent pas de signes de resurfaçage<ref name="Greeley 2000"/>. Les images de Galileo ont révélé de petites zones lisses et sombres d'une surface totale inférieure à {{unité|10000 km2}}. Il s'agirait peut-être de dépôts [[cryovolcan]]iques<ref name="Greeley 2000"/>. Les plaines claires et les plaines lisses sont plus jeunes et moins cratérisées que l'arrière-plan des plaines cratérisées<ref name="Greeley 2000"/>{{,}}<ref name="Wagner 2001">{{lien conférence |langue=en|nom1=Wagner |prénom1=R. |nom2=Neukum |prénom2=G. |nom3=Greeley |prénom3=R |nom4=al. |titre=Fractures, Scarps, and Lineaments on Callisto and their Correlation with Surface Degradation |titre livre=32nd Annual Lunar and Planetary Science Conference |date=March 12–16, 2001 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1838.pdf}}</ref>.

[[Fichier:Callisto Har PIA01054.jpg|thumb|Cratère d'impact Har et son dôme central<ref>{{Lien web |langue=en |auteur= |titre=PIA01054: Har Crater on Callisto |url=https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01054 |site=photojournal.jpl.nasa.gov |date= |consulté le=2021-01-06}}</ref>.|alt=Vue de la suface grise en gros plan, montrant notamment un cratère et son renflement.]]
Le diamètre des cratères d'impact observés sur Callisto est compris entre {{unité|0.1 km}}, la limite de résolution des images, et plus de {{unité|100 km}}, sans compter les structures multi-annulaires<ref name="Greeley 2000"/>. Les petits cratères, dont le diamètre est inférieur à {{unité|5 km}}, sont de simples dépressions en forme de bol, ou à fond plat. Ceux d'un diamètre compris entre 5 et {{unité|40 km}} présentent en général un piton central. De plus grands cratères (diamètre entre 25 et {{unité|100 km}}), tel le cratère Tindr, ont des dépressions centrales en lieu et place des pitons<ref name="Greeley 2000"/>. De grands cratères dont le diamètre est supérieur à {{unité|60 km}}, tels [[Asgard (cratère)|Doh]] et Hár, peuvent avoir des dômes centraux qui seraient dus à un [[soulèvement tectonique]] après un impact<ref name="Greeley 2000"/>. Un petit nombre de très grands cratères brillants dont le diamètre est supérieur à {{unité|100 km}} présentent des structures en dômes anormales. Ils ont en général une faible hauteur et pourraient être des structures géomorphologiques transitionnelles vers les structures multi-annulaires, comme le cratère [[Adlinda (cratère)|Lofn]]<ref name="Greeley 2000"/>. Les cratères de Callisto sont en général moins profonds que ceux de la [[Lune]].

[[Fichier:Valhalla crater on Callisto.jpg|thumb|left|La structure annulaire Valhalla vue par ''[[Voyager 1]]''. |alt=Vue éloignée de la lune avec un filtre, le large cratère apparaît, couvert par de nombreux autres de couleurs et tailles différentes.]]
Les plus grandes structures d'impact à la surface de Callisto sont des bassins multi-annulaires<ref name="Bender 1997"/>{{,}}<ref name="Greeley 2000"/>, parmi lesquels deux ont une taille hors du commun. Le cratère [[Valhalla (cratère)|Valhalla]] est le plus grand, avec une région centrale brillante d'un diamètre de {{unité|600 km}}, et des anneaux s'étendant jusqu'à {{unité|1800 km}} du centre (voir figure)<ref name="Map 2002">{{Lien web|titre=Controlled Photomosaic Map of Callisto JC 15M CMN |éditeur=U.S. Geological Survey |année=2002 |url=http://geopubs.wr.usgs.gov/i-map/i2770/}}</ref>. Le second par la taille est [[Asgard (cratère)|Asgard]] dont le diamètre est de {{unité|1600 km}}<ref name="Map 2002"/>. Ces structures multi-annulaires sont probablement le résultat d'une fracturation concentrique de la lithosphère après l'impact. Cette lithosphère devait reposer sur une couche de matériaux ductiles voire liquides, peut-être un océan<ref name=Klemaszewski2001>{{Lien web|auteur1= J.A. Klemaszewski|auteur2= R. Greeley|titre= Geological Evidence for an Ocean on Callisto |année=2001|éditeur=Lunar and Planetary Science XXXI |pages=1818|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2001/pdf/1818.pdf}}</ref>. Les catenae, par exemple, la catena Gomul, sont de longues chaînes de cratères d'impact alignés à la surface de Callisto. Ils sont probablement dus à des objets qui furent disloqués par les forces de marée lors d'un passage à proximité de Jupiter et qui se sont ensuite écrasés sur Callisto, ou par des impacts très obliques<ref name="Greeley 2000"/>. La [[comète Shoemaker-Levy 9]] est un exemple d'un tel corps cassé en plusieurs morceaux par Jupiter.

Comme mentionné auparavant, de petites taches de glace pure d'[[albédo]] jusqu'à 80 % ont été trouvées sur la surface de Callisto ; elles sont entourées de parties plus sombres<ref name=Moore2004/>. Des images à haute résolution prises par Galileo montrent que les taches brillantes sont principalement situées sur des zones élevées : les bordures surélevées des cratères, les escarpements de faille, les crêtes et les aspérités et knobs. Ce sont probablement de minces dépôts de [[givre]]. Les matériaux sombres sont habituellement situés dans les zones basses entourant les parties brillantes et seraient plutôt plats. Ils forment souvent des taches allant jusqu'à {{unité|5 km}} à travers le fond des cratères et dans les dépressions entre les cratères<ref name=Moore2004/>.

[[Fichier:Landslides and knobs PIA01095.jpg|thumb|Glissements de terrain et petites taches observée à la surface<ref>{{Lien web |langue=en |auteur= |titre=PIA01095: Landslides on Callisto |url=https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA01095 |site=photojournal.jpl.nasa.gov |date= |consulté le=2021-01-06}}</ref>.|alt=Vue de la surface, montrant de nombreux petits pics et deux larges cratères.]]
À l'échelle du kilomètre, la surface de Callisto est plus dégradée que les surfaces des autres lunes galiléennes<ref name=Moore2004/>. Elle présente un déficit de petits [[cratère d'impact|cratères d'impact]] dont le diamètre est inférieur à {{unité|1 km}} en comparaison des plaines sombres de Ganymède<ref name="Greeley 2000"/>. Au lieu de petits cratères, la surface de Callisto présente à peu près partout des petites aspérités et des dépressions<ref name=Moore2004/>. Les aspérités seraient les restes des bordures surélevées des cratères qui auraient été cassées par un processus encore inconnu<ref name=Moore1999>{{article|langue=en|nom1=Moore|prénom1=Jeffrey M.|nom2=Asphaug |prénom2=Erik |nom3=Morrison |prénom3=David |nom4=al.|titre=Mass Movement and Landform Degradation on the Icy Galilean Satellites: Results of the Galileo Nominal Mission|périodique=Icarus|année=1999|volume=140 |pages=294–312|doi=10.1006/icar.1999.6132|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999Icar..140..294M}}</ref>. Le processus le plus probable est la lente [[sublimation (physique)|sublimation]] de la glace, qui se produit à une température allant jusqu'à {{unité|165 [[Kelvin|K]]}}, atteint dans les régions de Callisto où le soleil est au zénith<ref name=Moore2004/>. Ce processus de sublimation de l'eau ou d'autres composés volatils gelés est à l'origine de la décomposition de la neige sale (la ''roche mère'') dont ils sont issus. Les matériaux non glacés forment des avalanches de débris qui descendent les pentes des murs du cratère<ref name=Moore1999/>. De telles avalanches sont régulièrement observées près ou dans les cratères d'impact et sont appelées "''debris aprons''"<ref name=Moore2004/>{{,}}<ref name=Moore1999/>{{,}}<ref name="Greeley 2000"/>. De temps en temps, les murs des cratères sont coupés pas des incisions sinueuses ressemblant à des vallées et appelées 'gullies', qui ressemblent à certaines surfaces observées sur Mars<ref name=Moore2004/>. Si l'hypothèse de sublimation est confirmée, les matériaux sombres dans les faibles hauteurs sont une pellicule de débris principalement non glacés, qui sont dus aux bordures surélevées des cratères qui se sont dégradées et qui ont recouvert une roche mère principalement glacée.

Les âges relatifs des différentes régions de Callisto peuvent être déterminés à partir de la [[dénombrement des cratères d'impact|densité de cratères d'impact]] qu'elles comportent. Plus la surface est vieille, plus le nombre de cratères qu'elle comporte est élevé<ref name=Chapman1997>{{Lien web|auteur=C.R. Chapman|auteur2= W.J. Merline|auteur3= B. Bierhaus|et al.= oui| titre= Populations of Small Craters on Europa, Ganymede, and Callisto: Initial Galileo Imaging Results | année=1997| éditeur=Lunar and Planetary Science XXXI|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1221.PDF |pages=1221}}</ref>. Aucune datation absolue n'a été menée, mais en se fondant sur ces considérations théoriques, l'âge des plaines cratérisées a été estimé à environ 4,5 milliards d'années, soit à peu près l'époque de la [[Formation et évolution du Système solaire|formation du Système solaire]]. L'âge des structures multi-annulaires et des cratères d'impact dépendent des [[Dénombrement des cratères d'impact|taux de cratérisation]] de la surface étudiée et leur âge est estimé par différents auteurs entre 1 et 4 milliards d'années<ref name="Zahnle 1998"/>{{,}}<ref name="Greeley 2000"/>.

=== Atmosphère et ionosphère ===
[[Fichier:Callisto field-fr.png|thumb|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 planétaire|atmosphère]] ténue, composée principalement de [[dioxyde de carbone]]<ref name="Carlson 1999">{{article |langue=en|prénom1=R. W. |nom1=Carlson |nom2=al.|titre=A Tenuous Carbon Dioxide Atmosphere on Jupiter's Moon Callisto|périodique=Science|année=1999 |volume=283|pages=820–821|doi=10.1126/science.283.5403.820| url=http://trs-new.jpl.nasa.gov/dspace/bitstream/2014/16785/1/99-0186.pdf}}</ref>. 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 {{unité|4,2 micromètres}} du {{formule chimique|CO|2}}. La pression à sa surface est estimée à {{unité|7.5 e-12 [[bar (unité)|bar]]}} et la densité de particules à {{unité|4 e8 cm-3}}. 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<ref name="Carlson 1999"/>, 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<ref name="Kliore 2002">{{article |langue=en|prénom1=A. J. |nom1=Kliore|nom2=Anabtawi |prénom2=A |nom3=Herrera |prénom3=R. G. |nom4=al.|titre=Ionosphere of Callisto from Galileo radio occultation observations |périodique=Journal of Geophysics Research |année=2002 |volume=107 |pages=1407 |doi=10.1029/2002JA009365| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002JGRA.107kSIA19K}}</ref>; cette ionosphère présente une densité élevée d'électrons ({{unité|7 – 17 e4 cm-3}}) 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|oxygène moléculaire]], qui serait en quantité dix à cent fois plus importante que le {{formule chimique|CO|2}}<ref name="Liang 2005">{{article|langue=en|prénom1=M. C. |nom1=Liang|nom2=Lane |prénom2=B. F. |nom3=Pappalardo |prénom3=R. T.| nom4= al.|titre=Atmosphere of Callisto|périodique=Journal of Geophysics Research |année=2005 |volume=110 |pages=E02003 |doi=10.1029/2004JE002322| url=http://yly-mac.gps.caltech.edu/ReprintsYLY/N164Liang_Callisto%2005/Liang_callisto_05.pdf}}</ref>. 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<ref name="Strobel2002">{{article|langue=en|prénom1=Darrell F. |nom1=Strobel|nom2=Saur |prénom2=Joachim |nom3=Feldman |prénom3=Paul D. |nom4=al.|titre=Hubble Space Telescope Space Telescope Imaging Spectrograph Search for an Atmosphere on Callisto: a Jovian Unipolar Inductor|périodique=The Astrophysical Journal| année=2002| volume=581| pages=L51-L54| doi=10.1086/345803 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581L..51S}}</ref>. Dans le même temps, Hubble a détecté de l'oxygène condensé piégé à la surface de Callisto<ref name=Spencer2002>{{article|langue=en|prénom1=John R. |nom1=Spencer|nom2=Calvin |prénom2=Wendy M.|titre=Condensed O2 on Europa and Callisto|périodique=The Astronomical Journal| année=2002| volume=124| pages=3400–3403| doi=10.1086/344307 |url=http://www.boulder.swri.edu/~spencer/o2europa.pdf}}</ref>.

=== Origine et évolution ===
[[Fichier:Jagged Hills PIA03455.jpg|thumb|left|Terrain rugueux et dentelé observé par ''Galileo''<ref>{{Lien web |langue=en |auteur= |titre=PIA03455: Callisto Close-up with Jagged Hills |url=https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03455 |site=photojournal.jpl.nasa.gov |date= |consulté le=2021-01-06}}</ref>.|alt=Vue agrandie de la lune, montrant deux exemples d'endroit à la surface où le nombreuses aspérités sont observables.]]
La [[différenciation planétaire|différenciation partielle]] de Callisto, c'est-à-dire la séparation partielle des différents matériaux en fonction de leur densité qui est déduite des mesures du moment d'inertie, indique que la lune n'a jamais été suffisamment chauffée pour faire fondre sa glace<ref name="Spohn 2003"/>. Par conséquent, le modèle le plus probable de formation est une lente [[accrétion]] dans la [[nébuleuse solaire|sous-nébuleuse]] de faible densité de Jupiter (un disque de gaz et de poussière situé autour de Jupiter après sa formation)<ref name="Canup2002"/>. Une telle phase d'accrétion permettrait aux phénomènes de refroidissement de contenir l'augmentation de chaleur causée par les impacts, la radioactivité et la compression, empêchant ainsi la [[Fusion (physique)|fusion]] des matériaux et une différenciation rapide<ref name="Canup2002">{{article|langue=en| nom1=Canup| prénom1=Robin M.| nom2=Ward |prénom2=William R.| titre=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion |périodique=The Astronomical Journal |année=2002 |volume=124 |pages=3404–3423 |doi=10.1086/344684| url=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf}}</ref>. La formation de Callisto aurait duré entre 0,1 et 10 millions d'années<ref name=Canup2002/>.

L'évolution ultérieure de Callisto après la phase d'[[accrétion]] fut marquée par les phénomènes d'échauffement dû à la radioactivité, de refroidissement par [[conduction thermique]] près de la surface et de convection à l'état solide ou sub-[[Solidus (diagramme de phases)|solidus]] à l'intérieur<ref name=Freeman2006>{{article|langue=en|nom1=Freeman|prénom=J.|titre=Non-Newtonian stagnant lid convection and the thermal evolution of Ganymede and Callisto|périodique=Planetary and Space Science |année=2006 |volume=54 |pages=2–14 |doi=10.1016/j.pss.2005.10.003| url=http://bowfell.geol.ucl.ac.uk/~lidunka/EPSS-papers/pete2.pdf}}</ref>. La convection à l'état subsolidus dans la glace est la principale inconnue dans les modèles pour les [[lune glacée|lunes glacées]]. Ce phénomène apparaîtrait lorsque la [[température]] est suffisamment proche du [[température de fusion|point de fusion]], en raison de la dépendance à la température de la [[viscosité]] de la glace<ref name=McKinnon2006/>. La convection à l'état subsolidus dans les corps glacés est un processus lent avec des mouvements de glace de l'ordre de {{unité|1 cm/an}}, mais c'est néanmoins un processus de refroidissement très significatif sur de longues échelles de temps (échelles géologiques)<ref name=McKinnon2006>{{article|langue=en|nom1=McKinnon|prénom=William B.|titre=On convection in ice I shells of outer Solar System bodies, with detailed application to Callisto|périodique=Icarus |année=2006 |volume=183 |pages=435–450 |doi=10.1016/j.icarus.2006.03.004|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..435M}}</ref>. Le phénomène à l'œuvre serait un régime du {{langue|en|''stagnant-lid''}}, où la couche externe froide et rigide de la lune évacue la chaleur sans convection, tandis que des processus convectifs se produisent dans la glace en dessous à l'état subsolidus. Pour Callisto, la couche externe conductrice correspond à la lithosphère froide et rigide dont l'épaisseur est d'une centaine de kilomètres. Sa présence expliquerait l'absence, à la surface de Callisto, de signes d'activité endogène<ref name=McKinnon2006/>{{,}}<ref name=Nagel2004/>. La couche de glace dans laquelle se produit la convection pourrait être constituée de plusieurs sous-couches, car sous les fortes pressions qui y ont vigueur, la glace d'eau existe sous différentes formes cristallines, de la [[glace Ih|glace I]] à la surface à la [[glace VII]] au centre<ref name=Freeman2006/>. Le processus de convection subsolidus à l'intérieur de Callisto pourrait avoir empêché (s'il a débuté tôt dans l'histoire de la lune) la fusion de la glace à grande échelle et la différenciation qui aurait dans le cas contraire formé un grand noyau rocheux et un manteau glacé. En raison du processus convectif, une séparation et différenciation lente et partielle des roches et des glaces à l'intérieur de Callisto s'est cependant déroulée à l'échelle du milliard d'années et pourrait se poursuivre de nos jours<ref name=Nagel2004>{{article|langue=en|nom1=Nagel|prénom1=K.a|nom2=Breuer |prénom2=D. |nom3=Spohn |prénom3=T.|titre=A model for the interior structure, evolution, and differentiation of Callisto|périodique=Icarus|année=2004|volume=169|pages=402–412|doi=10.1016/j.icarus.2003.12.019| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004Icar..169..402N}}</ref>.

Selon les théories actuelles sur l'évolution de Callisto, la lune aurait en son sein une couche, un océan d'eau liquide. Son existence serait liée au comportement particulier de la température de fusion de la forme cristalline [[Glace Ih|I de la glace]] ; cette température diminue avec la pression, jusqu'à atteindre {{unité|251 K}} (soit environ -22° [[Degré Celsius|C]]) à {{unité|2070 [[bar (unité)|bars]]}}<ref name="Spohn 2003"/>. Dans tous les modèles réalistes de Callisto, la température de la couche entre 100 et {{unité|200 km}} de profondeur est très proche ou légèrement supérieure à cette température de fusion inhabituelle<ref name=Freeman2006/>{{,}}<ref name=McKinnon2006/>{{,}}<ref name=Nagel2004/>. La présence, même en faible quantité d'[[ammoniac]] (environ 1 ou 2 % en masse) garantirait pratiquement l'existence d'une phase liquide car la température de fusion du mélange serait encore plus basse<ref name="Spohn 2003"/>.

Bien que la composition globale de Callisto soit très similaire à celle [[Ganymède (lune)|Ganymède]], elle aurait eu une [[échelle des temps géologiques|histoire géologique]] beaucoup plus simple. La surface se serait principalement formée sous l'influence d'impacts et d'autres phénomènes exogènes<ref name="Greeley 2000"/>. À la différence de sa voisine Ganymède dont le terrain est parcouru de sillons pouvant atteindre plusieurs centaines de kilomètres de long, il existe peu de preuves d'activité tectonique sur Callisto<ref name=Showman1999/>. L'histoire géologique relativement simple de Callisto permet aux [[planétologie|planétologues]] d'utiliser la lune comme référence lors de l'étude d'objets plus complexes<ref name=Showman1999/>.

=== Toponymie ===
Les formations géologiques remarquables de Callisto ont été [[Éponyme|baptisées d'après]] la [[mythologie nordique|mythologie scandinave]]. Ainsi, les deux plus grands [[Cratère d'impact|cratère]]s du satellites sont [[Valhalla (cratère)|Valhalla]] et [[Asgard (cratère)|Asgard]], nommés respectivement d'après [[Valhalla|le paradis des guerriers tombés au combat]] et [[Ásgard|le lieu de résidence des dieux]]<ref name="NomenclatureCallisto">{{Lien web |langue=en |titre=Planetary Names: Nomenclature Callisto |url=https://planetarynames.wr.usgs.gov/SearchResults?target=CALLISTO |site=planetarynames.wr.usgs.gov |consulté le=2020-10-29}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=USGS - Gazetteer of Planetary Nomenclature |titre=Planetary Names: Categories (Themes) for Naming Features on Planets and Satellites |url=https://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/Categories |site=planetarynames.wr.usgs.gov |consulté le=2020-10-07}}.</ref>. 
[[Fichier:Callisto_equatorial.jpg|redresse=3|alt=Image en noir et blanc rectangulaire. On observe les nombreux cratères de Callisto, mis en valeurs par différentes luminosités. Certaines parties sont plus floues que d'autres.|centré|vignette|Surface équatoriale de Callisto entre -57° et +57° de [[latitude]]. La résolution diffère en fonction de la qualité des photographies de chaque région<ref>{{Article |langue=en |titre=Controlled photomosaic map of Callisto JC 15M CMN |périodique=U.S. Geological Survey Geologic Investigations Series I–2770 |date=2001 |lire en ligne=https://pubs.usgs.gov/imap/2770/pdf/i2770.pdf }}.</ref>.]]

== Présence de vie dans les océans ==
Comme pour [[Europe (lune)|Europe]] et [[Ganymède (lune)|Ganymède]], certains scientifiques ont émis l'hypothèse que des [[vie extraterrestre|formes de vie microbiennes extraterrestres]] puissent exister dans un hypothétique océan salé sous la surface de Callisto<ref name=Lipps2004>{{Article |langue=en |nom1=Lipps |prénom1=Jere H. |nom2=Delory |prénom2=Gregory |nom3=Pitman |prénom3=Joe |nom4=al. |titre=Astrobiology of Jupiter’s Icy Moons |périodique=Proc. SPIE |année=2004 |volume=5555 |pages=10 |doi=10.1117/12.560356 | url=http://learning.berkeley.edu/astrobiology/2004ppt/jupiter.pdf |format=pdf}}.</ref>. Cependant, les conditions seraient beaucoup moins favorables à l'apparition de la vie sur Callisto que sur Europe, en raison de l'absence possible de contact entre l'océan et le noyau rocheux (qui empêcherait la présence de [[mont hydrothermal|monts hydrothermaux]] et au plus faible flux de chaleur se dissipant des couches internes de Callisto<ref name=Lipps2004/>. Le chercheur Torrence Johnson a déclaré à propos de la probabilité d'existence de la vie sur Callisto comparée à celle sur les autres lunes galiléennes :

{{Citation bloc|Les ingrédients de base de la vie — ce que nous appelons la « chimie prébiotique » — sont abondants sur de nombreux objets du Système solaire, comme les comètes, les astéroïdes et les lunes glacées. Les biologistes pensent que l'eau liquide et de l'énergie sont nécessaires pour abriter la vie, et il est donc intéressant de trouver un endroit où pourrait se trouver de l'eau liquide. Mais, concernant l'énergie, l'océan de Callisto est uniquement chauffé par les éléments radioactifs, tandis qu'Europe a aussi de l'énergie produite par les forces de marées dues à sa plus grande proximité de Jupiter<ref name="quote_Johnson">Traduction libre de : ''{{langue|en|The basic ingredients for life—what we call 'pre-biotic chemistry'—are abundant in many solar system objects, such as comets, asteroids and icy moons. Biologists believe liquid water and energy are then needed to actually support life, so it's exciting to find another place where we might have liquid water. But, energy is another matter, and currently, Callisto's ocean is only being heated by radioactive elements, whereas Europa has tidal energy as well, from its greater proximity to Jupiter.}}''</ref>.}}

En se basant sur les considérations déjà évoquées et sur d'autres travaux scientifiques, Europe serait la lune galiléenne ayant le plus de chance d'abriter des [[bacteria|formes de vies microbiennes]]<ref name=Lipps2004/>{{,}}<ref name=François2005>{{Article |langue=en |nom1=François |prénom1=Raulin |titre=Exo-Astrobiological Aspects of Europa and Titan: from Observations to speculations |périodique=Space Science Reviews |année=2005 |volume=116 |pages=471–487 | url=http://www.springerlink.com/content/u8112784gx7j6266/fulltext.pdf| doi=10.1007/s11214-005-1967-x |format=pdf}}.</ref>.

== Exploration ==
[[Fichier:Callisto base.PNG|thumb|Vue d'artiste d'une hypothétique base humaine sur Callisto<ref name="CallistoBase"/>.|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<ref name=Moore2004>{{Ouvrage|langue=en|auteur=Jeffrey M. Moore|auteur2=Clark R. Chapman|auteur3=Edward B. Bierhaus|et al.=oui|titre chapitre= Callisto|titre=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere|année= 2004|éditeur=Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B.}}</ref>.
La vraie percée correspond aux [[assistance gravitationnelle|survols]] de ''[[Voyager 1]]'' et ''[[Voyager 2|2]]'' en 1979-1980. Elles photographient plus de la moitié de la surface de Callisto avec une résolution de {{unité|1 – 2 km}} et mesurent précisément sa température, sa masse et sa forme<ref name=Moore2004/>. 

Il faut cependant attendre la sonde d'exploration jovienne [[Galileo (sonde spatiale)|''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 {{unité|138 km}} 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 {{unité|15 mètres}}<ref name="Greeley 2000" />. 

En 2000, la sonde ''[[Cassini-Huygens]]'' durant son trajet vers [[Saturne (planète)|Saturne]], établit des spectres infrarouge haute résolution des lunes galiléennes, parmi lesquelles Callisto<ref name="Brown2003">{{article |langue=en|prénom1=R. H. |nom1=Brown |nom2=Baines |prénom2=K. H. |nom3=Bellucci |prénom3=G. |nom4=al.|titre=Observations with the Visual and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS) during Cassini’s Flyby of Jupiter |année=2003 |périodique=Icarus |volume=164 |pages=461–470 |doi=10.1016/S0019-1035(03)00134-9 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..164..461B}}</ref>. En février-mars 2007, la sonde ''[[New Horizons]]'', dont la destination est [[Pluton (planète naine)|Pluton]], fait de nouveaux images et spectres de Callisto<ref name="Morring2007">{{article|langue=en|auteur=F. Morring |titre=Ring Leader |périodique=Aviation Week&Space Technology|date=7 mai 2007|pages=80–83}}</ref>.

En 2003, la [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]] mena une étude théorique appelée ''{{langue|en|Human Outer Planets Exploration}}'' (HOPE, « Exploration humaine des planètes externes ») sur l'exploration humaine du [[Système solaire|Système solaire externe]]. L'étude s'intéresse plus particulièrement à Callisto<ref name="HOPE">{{Lien web|titre=Revolutionary Concepts for Human Outer Planet Exploration(HOPE) |auteur=Pat Trautman |auteur2=Kristen Bethke |éditeur=NASA |année=2003 |url=http://www.nasa-academy.org/soffen/travelgrant/bethke.pdf}}</ref>. 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<ref name="CallistoBase">{{Lien web|titre=Vision for Space Exploration |url=http://www.nasa.gov/pdf/55583main_vision_space_exploration2.pdf | éditeur=[[National Aeronautics and Space Administration|NASA]]| année=2004}}</ref>. Le choix se porte sur Callisto en raison des faibles [[Radioactivité|radiations]] qu'elle subit et de sa stabilité géologique. Une base permettrait d'explorer par la suite [[Europe (lune)|Europe]] et pourrait servir de station-service jovienne pour des vaisseaux allant explorer les régions plus externes du Système solaire<ref name="HOPE" />. 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<ref name="HOPE" />.

== Annexes ==
=== Articles connexes ===
{{Autres projets|commons=Category:Callisto|commons titre=Callisto}}
* [[Jupiter (planète)|Jupiter]]
*[[Satellites naturels de Jupiter]]
*[[Satellites galiléens]]
** [[Europe (lune)|Europe]]
** [[Io (lune)|Io]]
** [[Ganymède (lune)|Ganymède]]
* [[Galileo (sonde spatiale)|''Galileo'']]
* [[Colonisation de Callisto]]

=== Source ===
{{Traduction/Référence|en|Callisto (moon)|187572255}}

=== Notes et références ===
{{Références}}

=== Liens externes ===
{{Liens}}

{{Palette|Satellites de Jupiter|Système solaire}}
{{Portail|Jupiter}}
{{Article de qualité|oldid=26913209|date=2 mars 2008}}
{{Wikipédia:Thèmes de qualité/Propositions/Satellites galiléens}}

[[Catégorie:Callisto (lune)|*]]
[[Catégorie:Satellite naturel découvert en 1610]]
[[Catégorie:Objet céleste nommé d'après un personnage de la mythologie grecque|callisto]]
[[Catégorie:Objet céleste découvert par Galilée]]
[[Catégorie:Eau liquide dans l'Univers]]
[[Catégorie:Objet céleste ayant un anneau|callisto]]