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 akresi yang panjang, pendinginan akan mengikuti akumulasi panas akibat tubrukan, peluruhan radioaktif, dan kontraksi, sehingga mencegah pencairan dan diferensiasi cepat. Skala waktu pembentukan Callisto berkisar antara 0,1 juta–10 juta tahun.
Evolusi Callisto setelah akresi ditentukan oleh keseimbangan pemanasan radioaktif, pendinginan melalui konduksi panas di dekat permukaan, dan konveksi subsolidus di dalam. Rincian konveksi subsolidus di es masih belum pasti. Konveksi tersebut terjadi ketika suhu mendekati titik lebur karena viskositas es bergantung kepada suhu. Konveksi subsolidus di benda ber-es merupakan proses yang lambat dengan laju pergerakan es 1 sentimeter per tahun. Namun, proses ini merupakan mekanisme pendinginan yang efektif dalam jangka panjang. Kemudian, proses diduga berlangsung dalam "keadaan penutup stagnan", yaitu suatu keadaan ketika lapisan luar yang dingin dan keras mengonduksi panas tanpa konveksi, sementara es di bawahnya mengonveksi dalam keadaan subsolidus. Lapisan konduktif luar sesuai dengan litosfer yang dingin dan keras dengan ketebalan 100 km. Keberadaannya menjelaskan kurangnya aktivitas endogenik di permukaan Callisto. Konveksi di bagian dalam Callisto mungkin berlapis akibat tekanan tinggi yang menyebabkan es ada dalam fase kristalin yang berbeda dari es I di permukaan hingga es VII di pusat. Konveksi subsolidus awal di dalam Callisto mungkin mencegah pencairan es berskala besar dan diferensiasi yang seharusnya membentuk inti berbatu dan mantel ber-es. Akibatnya, pemisahan dan diferensiasi sebagian berlangsung selama miliaran tahun dan mungkin masih berlanjut hingga kini.