Името Калисто навлиза в употреба през 20 век , преди това е наричан Юпитер 4.
Масата на Калистп е 1,08.10 на 23кг , радиуса му е 2400км , а разстоянието от Юпитер до Калисто е 1883 хил.км.
Калисто има много тънка атмосфера, съставена от въглероден диоксид. Учените смятат, че тя се поддържа и се увеличава бавно от сублимацията на леда от въглероден диоксид.
Вътрешността на Калисто е изградена предимно от силикатни скали, като като прехода между повърхностната ледена покривка и скалите във вътрешността е плавен. За спътника се счита, че има сравнително малко желязно ядро и това обяснява най-ниската му плътност в сравнение с останалите галилееви луни — 1,86 g/cm3 или приблизително 40% лед и 60 % скали и желязо. Структурата на Калисто вероятно е подобна на тези на Титан и Тритон.
За разлика от съседния Ганимед, на Калисто липсват доказателства за тектонична активност и повърхността му се е запазила сравнително непроменена от образуването му. За разлика от Европа и Ганимед, които имат тънки атмосфери от кислород, Калисто има тънка атмосфера от въглероден диоксид. Отсъствието на кислород се обяснява с факта, че орбитата на спътника лежи извън радиационния пояс на Юпитер и повърхността му не е подложена на интензивна йонизация.
Калисто е покритият с най-много кратери спътник в Слънчевата система. На повърхността му почти отсъстват други черти като планини или разломи. За ледената покривка на спътника обаче се счита, че в геологични периоди може да заличи чрез бавното си придвижване неравности в релефа. Две от най-големите забележителности на Калисто са кратера Valhalla имащ диаметър от 600 km и пръстеновидни набръчквания вследствие на удара, достигащи до 3000 km, и серията от кратери Gipul Catena, разположени в права линия на повърхността на спътника. За Gipul Catena се счита, че е образуван от обект, който се е разрушил на множество малки части под действието на приливните сили на Юпитер подобно на кометата Шумейкър-Леви 9. За кората на Калисто се счита, че е на 4 милиарда години.
Очуканата повърхност на Калисто лежи върху дебел около 105 km леден слой, под който има солен океан, дълбок повече от 10 km. Свидетелство за наличието на океан е предоставено от апарата Галилео чрез измервания на зависимостите на магнитното поле на Калисто от преминаването му през магнитното поле на Юпитер. Интензивността на магнитното поле на спътника се променя, издавайки наличието на проводящ материал под повърхността, за който се счита, че е соленият океан. Друго доказателство за наличието на океан е факта, че повърхността на диаметрално противоположния край на спътника от големия кратер Valhalla не е напукана или показваща следи от сеизмични вълни породени от гигантския сблъсък. На Луната и на Меркурий обаче този ефект се наблюдава за най-големите кратери, което води до заключението, че съществува механизъм за омекотяване на сеизмичните вълни на Калисто — а именно течният океан под повърхността.
Юпитер
Планетите в Слънчевата система
