Callisto
Di bawah litosfer dan samudra yang diduga ada, wilayah dalam Callisto tampak tidak seragam ataupun beragam. Berdasarkan data wahana "Galileo" (terutama momen inersia yang tak berdimensi, yaitu 0.3549  0.0042) menunjukkan bahwa bagian dalamnya terdiri dari batu dan es, dan semakin dalam lapisan semakin banyak bebatuan. Dalam kata lain, Callisto hanya
terdiferensiasi sebagian. Massa jenis dan momen inersia juga menunjukkan keberadaan inti bersilikat di pusat Callisto. Jari-jari inti tersebut tidak dapat melebihi 600 km, dan massa jenisnya mungkin bervariasi antara 3.1 hingga 3.6 g/cm. Bagian dalam Callisto berbeda jauh dengan Ganymede yang sangat terdiferensiasi.
Permukaan Callisto merupakan salah satu yang paling dipenuhi kawah di Tata Surya. Nyatanya, setiap kawah baru yang terbentuk akan menghapus kawah yang lama. Geologi Callisto sendiri sangat sederhana: tidak ada gunung, gunung berapi, atau fitur tektonik dan endogenik lainnya. Kawah tubrukan dan struktur cincin ganda-serta kekar, gawir, dan endapan-adalah satu-satunya kenampakan besar yang dapat ditemui di permukaan.
Permukaan Callisto dapat dibagi menjadi beberapa bagian yang berbeda secara geologis: dataran berkawah, dataran terang, dataran halus yang terang dan gelap, dan berbagai satuan yang terkait dengan struktur cincin ganda dan kawah tubrukan. Dataran berkawah meliputi sebagian besar permukaan dan mewakili litosfer kuno. Dataran ini merupakan campuran antara materi ber-es dan berbatu. Sementara itu, dataran
terang meliputi kawah yang terang (seperti kawah Burr dan Lofn, sisa kawah tua yang besar yang disebut palimpsest, bagian tengah struktur cincin ganda, dan bagian terisolasi di dataran berkawah. Dataran terang tersebut diduga merupakan endapan tubrukan yang ber-es. Dataran halus yang terang dan gelap meliputi sebagian kecil permukaan Callisto dan dapat ditemui di punggung
Valhalla dan Asgard dan tempat terisolasi di dataran berkawah. Dataran tersebut diduga diakibatkan oleh aktivitas endogenik, namun citra wahana "Galileo" yang beresolusi tinggi menunjukkan bahwa dataran halus yang terang terkait dengan medan yang penuh rekahan dan knob dan tidak menunjukkan tanda-tanda pelapisan kembali. Citra wahana "Galileo" juga menunjukkan bahwa wilayah halus yang
kecil dan gelap yang meliputi kurang dari 10000 km tampaknya mengurung medan di sekitar. Kemungkinan kenampakan tersebut merupakan endapan kriovulkanik. Baik dataran terang maupun halus biasanya lebih muda dan tidak terlalu berkawah bila dibandingkan dengan dataran berkawah. Diameter kawah tubrukan bervariasi antara 0.1 km hingga lebih dari 100 km, tanpa menghitung struktur cincin ganda. Kawah
kecil, dengan diameter kurang dari 5 km, memiliki bentuk yang seperti mangkuk. Kawah dengan diameter 5-40 km biasanya memiliki puncak di tengah. Kawah yang lebih besar, dengan diameter 25-100 km, memiliki lubang tengah (seperti kawah Tindr. Kawah terbesar dengan diameter lebih dari 60 km dapat memiliki kubah pusat, yang diduga merupakan akibat dari pengangkatan tektonik setelah tubrukan; contohnya meliputi kawah Doh dan
Hár. Beberapa kawah yang sangat besar-diameternya lebih dari 100 km-dan kawah tubrukan cerah memiliki geometri kubah yang aneh, yang biasanya dangkal dan mungkin merupakan bentang alam transisional sebelum menjadi struktur cincin ganda. Contohnya adalah kawah Lofn. Kawah Callisto biasanya lebih dangkal daripada kawah di Bulan. Kenampakan tubrukan terbesar di permukaan Callisto adalah
cekungan cincin ganda. Valhalla merupakan yang terbesar, dengan wilayah tengah yang terang dan berdiameter 600 kilometer, sementara cincinnya mencapai 1800 kilometer dari tengah. Yang terbesar kedua adalah Asgard, dengan diameter sebesar 1600 kilometer. Struktur cincin ganda kemungkinan terbentuk dari pemecahan konsentrik litosfer di lapisan materi lembut atau cair (kemungkinan samudra) setelah tubrukan.
Catenae-contohnya Gomul Catena-adalah rangkaian kawah tubrukan yang terjajar di garis lurus di permukaan. Kemungkinan catenae terbentuk oleh objek yang terganggu secara pasang surut ketika mendekati Yupiter sebelum menabrak Callisto. Contoh gangguan semacam itu adalah kasus Komet Shoemaker-Levy 9 yang menabrak Yupiter.
Seperti yang disebutkan di atas, potongan es air kecil dengan albedo hingga 80% dapat ditemui di permukaan Callisto, yang dikelilingi oleh materi yang lebih gelap. Citra "Galileo" yang beresolusi tinggi menunjukkan bahwa potongan cerah tersebut kebanyakan terletak di kenampakan permukaan yang tinggi seperti gawir, punggung bukit, dan knob. Potongan tersebut tampaknya
merupakan endapan beku. Bahan gelap biasanya ada di dataran rendah yang mengelilingi kenampakan terang. Potongan tersebut panjangnya dapat mencapai 5 km. Permukaan Callisto lebih terdegradasi dibanding permukaan satelit Galileo ber-es lainnya. Walaupun jumlah kawah kecil dengan diameter kurang dari 1 km lebih sedikit bila dibandingkan dengan Ganymede, Callisto memiliki kenampakan yang disebut knob dan
lubang. Knob diduga merupakan sisa dari pinggir kawah yang terdegradasi oleh proses yang belum diketahui. Proses yang paling mungkin menyebabkan hal tersebut adalah sublimasi es, yang dimungkinkan dalam suhu hingga 165 K. Sublimasi air atau volatil lainnya menyebabkan dekomposisi. Sisa-sisa non-es membentuk longsoran yang berasal dari lereng dinding kawah. Longsoran
tersebut biasanya ditemui di dekat dan di dalam kawah tubrukan. Kadang-kadang kawah tubrukan dipotong oleh irisan mirip lembah yang disebut "gullies", yang mirip dengan beberapa kenampakan permukaan Mars. Berdasarkan hipotesis sublimasi es, bahan gelap di dataran rendah dianggap sebagai lapisan bahan non-es yang berasal dari pinggir kawah yang terdegradasi dan telah melapisi batuan dasar yang ber-es.
Umur relatif satuan permukaan yang bemacam-macam di Callisto dapat ditentukan melalui kepadatan kawah. Semakin tua permukaan, semakin padat jumlah kawah. Penanggalan absolut masih belum dilakukan, namun berdasarkan pertimbangan teoretis, dataran berkawah diduga berusia 4.5 miliar tahun. Usia struktur cincin ganda dan kawah tubrukan diperkirakan antara 1 hingga 4 miliar tahun.
Callisto memiliki atmosfer tipis yang terdiri dari karbon dioksida. Atmosfer tersebut ditemukan oleh Near Infrared Mapping Spectrometer (NIMS) "Galileo" dari ciri absorpsinya dengan panjang gelombang 4.2 mikrometer. Tekanan permukaan diperkirakan sebesar 7.5 bar (0.75 Pa) dan massa jenis partikel 4 cm. Karena atmosfer tipis seperti itu akan lenyap dalam waktu 4 hari, atmosfer tersebut harus terus menerus
diperbarui, sehingga kemungkinan terjadi sublimasi es karbon dioksida di kerak es Callisto, yang sesuai dengan hipotesis sublimasi-degradasi yang mencoba menjelaskan pembentukan knob permukaan.
Ionosfer Callisto pertama kali dilacak oleh wahana "Galileo"; massa jenis elektronnya yang besar (7-17 cm) tidak dapat dijelaskan melalui fotoionisasi karbon dioksida atmosfer saja. Maka dari itu, diduga atmosfer Callisto dipenuhi oleh oksigen molekuler (kandungannya 10-100 kali lebih besar daripada). Namun, oksigen masih belum dilacak di atmosfer Callisto. Pengamatan melalui Teleskop Angkasa
Hubble menempatkan batas konsentrasi oksigen di atmosfer yang walaupun didasarkan pada fakta bahwa oksigen masih belum dilacak, namun tetap sesuai dengan pengukuran ionosfer. Pada saat yang sama, Teleskop Angkasa Hubble mampu melacak oksigen terkondensasi yang terperangkap di permukaan Callisto.
Karena Callisto hanya terdiferensiasi sebagian (yang diketahui dari, misalnya, pengukuran momen inersia), satelit tersebut tidak cukup panas untuk mencairkan komponen esnya. Maka, model pembentukan Callisto yang paling tepat adalah melalui proses akresi di anak nebula Yupiter (cakram gas dan debu yang ada di sekitar Yupiter setelah pembentukannya). Akibat proses