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오스트레일리아청개구리

오스트레일리아청개구리(Australian green tree frog)는 오스트레일리아와 뉴기니 원산의 청개구리과에 속한 청개구리의 일종이다. 미국과 뉴질랜드에도 외래종으로 흘러들어 갔는데, 뉴질랜드에서는 멸종된 것으로 여겨진다. 학명 명명자 존 화이트의 이름을 따 화이트청개구리(White's tree frog), 특유의 생김새에서 유래한 시무룩청개구(dumpy tree frog) 등의 별명이 있으며, 학명은 리토리아 카에룰레아(Litoria caerulea)이다. 형태학적으로 오스트레일리아청개구리속의 다른 청개구리, 특히 예쁜청개구리와 왕청개구리와 많이 닮았다.왕청개구리를 제외한 대부분의 오스트레일리아 원산 개구리들보다 덩치가 크다. 보통 신장 10 센티미터 이상까지 자라고, 사육 상태에서 수명은 평균 16년으로 개구리치고 장수한다. 성격이 유순하며 인간 거주지 주위에도 잘 적응하기 때문에 오스트레일리아 현지 가옥의 창문틀이나 실내에 붙어 살면서 민가의 불빛에 끌려온 벌레들을 잡아먹곤 한다. 건드리면 찍 소리를 내고, 천적 따위에 의해 겁을 먹으면 비명을 지른다. 특이한 외모와 행동거지로 인해 이색적인 애완동물로서 세계적으로 인기있는 종이다. 오스트레일리아청개구리의 피부 분비물은 항박테리아 및 항바이러스성 성질이 있으며, 약리학적으로 유용하게 사용될 가능성도 있다. 이 피부 분비물 덕분에 전 세계적으로 진행 중인 양서류 개체 감소 와중에도 상대적으로 피해를 덜 입고 있는 것으로 보인다. 매우 흔한 종으로서 국제자연보전연맹은 오스트레일리아청개구리의 멸종위기 상태를 "관심 필요"(least concern)로 지정했다.오스트레일리아청개구리는 신대륙 청개구리들인 청개구리과(Hylidae)의 일원으로서 오스트레일리아와 뉴기니 고유종인 오스트레일리아청개구리아과(Pelodryadinae)에 속한다. 이 아과에는 물지님개구리속(Cyclorana),오스트레일리아청개구리속(Litoria), 왕눈이청개구리속(Nyctimystes) 3속에 160여 종이 포함되어 있다.[2] 오스트레일리아청개구리속의 개구리들은 홍채가 가로로 찢어져 있고 눈꺼풀에 색소가 없는 점으로 다른 청개구리들과 구분된다.[3] 오스트레일리아청개구리의 다른 이름인 "화이트청개구리"는 1790년 놈의 학명을 처음 명명한 존 화이트의 이름이 붙은 것이다.[4][5] 오스트레일리아청개구리는 오스트레일리아에 서식하는 개구리들 중 처음으로 기재된 종으로서, 그 최초 표본은 제1대 뱅크스 준남작 조지프 뱅크스의 수집품 컬렉션에 포함되어 있었다. 그러나 불행히도 이 표본은 제2차 세계 대전 때 표본을 소장하던 박물관이 폭격당함으로써 소실되었다.분명히 초록색 개구리지만 처음에는 "파란개구리"(blue frog)라고 불리었으며, 학명은 라나 카에룰레아(Rana caerulea)라고 하였다. 이는 화이트가 잉글랜드로 보낸 표본이 방부제 때문에 손상되어 파랗게 변색되었기 때문이다.[4] 개구리의 몸 색깔은 노란 피부 위를 파란 색소가 덮어서 초록색으로 보이는 것인데, 방부제가 피부층을 파괴함으로써 파란 색소만 남아서 파랗게 보이게 된 것이다. 종명 "카에룰레아"(caerulea)는 파란색을 의미하는 라틴어로서, 이후 이름이 바로잡힌 뒤에도 이 종명은 그대로 사용되었다.[7] 어떤 논문들에서는 학명을 "펠로드리아스 카에룰레아"(Pelodryas caerulea)라고 쓰기도 한다.[7] 오스트레일리아 현지에서는 이 개구리를 그냥 "초록나무개구리"(green tree frog)라고 부르는데,해당이름은세계적으로는미국청개구(American green tree frog, Hyla cinerea)를 부르는 경우가 더 많기 때문에 혼동의 여지가 있다.생김새노던 준주 다윈에서 촬영됨.오스트레일리아청개구리는 청개구리 종류 중에서 큰 편에 속하며 암컷이 수컷보다 크고 수컷은 목 아래 부분에서 주름진 울음주머니를 지녔다. 또한 덩치가 포동포동하고 신장도 큰 종으로서, 약 11.5 센티미터까지 자랄 수 있고 암컷이 수컷보다 약간 더 크다. 눈 위에 특유의 지방질 둔덕이 있으며 측두샘은 다소 크다. 홍채는 금색이고 가로로 찢어져 있는데, 이는 오스트레일리아청개구리속 전체의 특징이다. 고실막(인간의 고막과 유사한 피부막)은 눈 바로 뒤에 있다. 사지는 짧고 강인하며 발가락 끝에는 커다란 부착반이 있어 면 위를 기어올라갈 수 있다. 앞발가락은 3분의 1 정도가 물갈퀴로 덮여 있고 뒷발가락은 3분의 4 정도가 물갈퀴로 덮여 있다. 등면 색깔은 온도와 주위 환경에 따라 갈색 또는 회색에서 에메랄드빛 밝은 녹색까지 변하고, 작고 불규칙한 흰 반점이 찍혀 있는 경우가 간간이 있다. 수컷은 목 아래에 주름진 회색 울음주머니가 있는 반면 암컷은 같은 부위가 희고 매끄럽다. 배면 색깔은 암수 모두 크림색 흰색이며 질감은 거칠다.오스트레일리아북서부에만사는예쁜청개구리(Litoria splendida)와 비슷하게 생겼다. 구분 방법은, 예쁜청개구리 성체는 측두샘이 커서 머리를 거의 다 덮고 고실막까지 이르는데, 오스트레일리아청개구리는 측두샘이 그보다 훨씬 작고, 등의 노란 반점과 앞다리·고간·넓적다리의 노란색 포인트가 없다는 것으로 구분한다.[9] 또한 왕청개구리(Litoria infrafrenata)와도 비슷하게 생겼는데, 왕청개구리 특유의 앞다리 어깨부에서 반대쪽 앞다리 어깨부까지 턱을 따라 가로지르는 하얀색 "입술" 모양 띠가 오스트레일리아청개구리에게는 없다는 것으로 구분한다.올챙이올챙이의 모습은 변태함에 따라 계속 달라진다. 막 부화했을 때는 길이 8 밀리미터이고, 완전히 변태가 끝나서 개구리가 될 때는 44 밀리미터이다. 처음에는 갈색에 얼룩덜룩하지만 변태하면서 색소가 늘어나 초록색으로 변해간다. 배면가죽은 처음엔 거무칙칙하지만 점점 밝아진다. 알은 갈색이고 투명한 젤리로 감싸져 있다. 알의 지름은 1.1 ~ 1.4 밀리미터이다.울음소리는 낮고 느리게 "구엑-구엑-구엑"(brawk-brawk-brawk)거리면서 여러 번 반복하는 식이다. 1년 중 대부분 나무나 홈통 같은 높은 곳에 올라가서 울다가 번식기가 되어서야 연못이나 웅덩이로 내려온다. 다른 개구리들과 마찬가지로 오스트레일리아청개구리 역시 짝짓기 상대를 찾기 위해서만 우는 것이 아니고, 번식기 이외의 때에도 자기 위치를 알리기 위해 울어댄다. 특히 비 온 뒤에 시끄러워지는데, 그 이유는 아직 알 수 없다. 포식자에게 공격당하거나 자기가 숨어 있는 나무를 사람이 밟았거나 하는 경우에는 날카롭게 소리를 빽 지른다.[8]오스트레일리아청개구리는 오스트레일리아의 북부 및 동부 지역과 뉴기니의 저지대가 원산지이다. 서식지는 대부분 온난다습한 열대 기후 지역으로 제한되어 있다. 뉴기니의 서식지는 이리안자야에서 포트모르즈비에 이르며,다루섬에가장흔하다.국제자연보전연맹(IUCN)은 뉴기니뿐 아니라 인도네시아에도 “산란된 지역들”에 서식할 가능성을 시사했다.[1] 한편 오스트레일리아의 서식지는 웨스턴오스트레일리아주의 킴벌리 지역에서 노던 준주와 퀸즐랜드주를 거쳐 뉴사우스웨일스주 북부와 중부, 사우스오스트레일리아주 최북동부까지 이른다. 총 서식지 면적은 약4,078,600 제곱킬로미터(1,574,800 제곱마일)이다.미국과 뉴질랜드에도 외래종으로서 서식하는데, 미국의 경우 플로리다에서만 발견되며 아마 애완동물 거래 과정에서 야생화된 듯하다. 플로리다의 오스트레일리아청개구리 개체수는 매우 작아서 토착 생태계에 어떤 생태학적 파괴행위를 일으킬 수 있을지 여부는 불투명하다. 한편 뉴질랜드에서는 1879년과 1899년에 여러 장소에서 많은 개체들이 방생되었고, 1940년대에 우연히 실수로 재차 도입되었다. 그러나1950년대 이후 뉴질랜드에서 한 마리도 목격되지 않고 있다.오스트레일리아청개구리는 분포하는 곳에 따라 다양한 서식지를 점유하는데, 열대우림 지역에서는 웬만해선 발견되지 않는다. 오스트레일리아청개구리는 호소나 강 따위 수역 근처의 나무의 임관 위에서 자주 발견되지만, 물에서 다소 떨어진 육생 서식지를 점유할 때도 있다. 이들이 선호하는 것은 늙은 유칼립투스 나무로, 빈 구멍이 많아서 그 안에 들어가 물을 모으기 용이하다. 내륙 수로를 따라서 흔하게 서식하며, 기후가 서늘한 곳에서는 늪(갈대 속에 숨어 산다)이나 초지에서도 살 수 있다.건물 틈에서 낮의 햇빛을 피하는 오스트레일리아청개구리 세 마리.오스트레일리아청개구리는 인간을 잘 겁내지 않으며, 인간과 가까운 곳에 눌러앉아 사는 경우도 흔하다. 가끔은 아예 집 안에 들어와서 개수대나 변기 속에서 발견되기도 한다. 또한 밤이 되면 창틀 밖에 붙어서 민가의 불빛에 유혹된 날벌레들을 잡아먹는데, 아마 같은 이유로 야외 조명에도 모여드는 것으로 보인다. 그 외에도 물탱크, 수직 낙수통, 수평 홈통 등 바깥보다 서늘하고 습도가 높은 인공 구조물 속을 차지하고 사는 경우가 있다. 홈통이나 물탱크 속에서 울면 울음소리가 메아리쳐 증폭되기 때문에 번식기에 이 효과를 노리고 여기 기어들어와 사는 것으로 보인다. 오스트레일리아청개구리는 귀소성 능력도 가지고 있는 것으로 보인다. 포획한 뒤 멀리 떨어진 곳에 내버려도 처음 잡혔던 곳으로 다시 돌아갈 수 있다.

페가수스자리 IK

페가수스자리 IK(바이어 명명법 : IK Pegasi) 또는 HR 8210은 페가수스자리에 있는 쌍성계이다. 페가수스자리 IK는 맨눈으로 보일 정도로 밝으며, 태양계에서 150 광년 거리에 있다.페가수스자리 IK A는 A형 주계열성이며, 광도가 맥동하는 방패자리 델타형 변광성이다.[4] 동반성인 페가수스자리 IK B는 무거운 백색 왜성, 즉 항성 진화의 끝에 다다라서 핵융합을 통해 에너지를 더 이상 생산해 낼 수 없는 항성이다. 두 별이 서로를 공전하는 주기는 21.7일이며, 둘 사이의 평균 거리는 3,100만 킬로미터(0.21 AU1AU는 태양~지구 사이의 거리이다.)로 태양과 수성 사이 거리보다 가깝다.페가수스자리 IK B는 초신성이 될 가능성이 있는 항성들 가운데 태양계에서 가장 가깝다. IK A가 적색 거성으로 진화하기 시작할 때 쯤이면, IK A의 반지름이 커지고 IK A의 팽창된 기체 외피층이 IK B에 강착될 것으로 추측된다. 그렇게 되면 IK B는 찬드라세카르 한계인 1.44 M☉에 도달하여 폭발이 일어나 Ia형 초신성이 될 것이다관측 이 항성계는 1862년에 《본소천성표》(독일어:Bonner Durchmusterung[주 3])에서 “BD +18°4794B”라는 이름을 받았다. 이후 1908년에는 피커링이 《개정 하버드 광도측정성표》(Harvard Revised Photometry Catalogue)에 “HR 8210”라는 이름으로 기재했다.[10] 이후 프리드리히 빌헬름 아르겔란더가 아르겔란더 명명법에 따라 "페가수스자리 IK"라고 이름붙였으며, 현재 이 명칭이 보편적으로 사용된다.이 항성의 분광 사진 연구에서 쌍성계 특유의 흡수선 편이가 나타났다. 이 편이는 계를 구성하는 항성들이 관측자의 방향으로 다가왔다가 뒤로 물러나면서 흡수선의 파장에 도플러 효과가 발생할 때 생겨난다. 천문학자들은 이 편이를 측정함으로써 적어도 하나의 항성에 대한 상대적인 궤도 속도를 정할 수있다.1927년, 캐나다의 천문학자 윌리엄 에드문드 하퍼가 이 방법을 사용, 페가수스자리 IK의 단선분광쌍성 주기를 측정하고 21.724 일이라는 결과를 얻었다. 또한 하퍼는 궤도이심률을 0.027로 추측했다(후에 추정된 결과는 거의 0에 가까웠으며, 이것은 궤도가 원형이라는 것을 뜻한다).[9] 속도 진폭은 41.5 km/s로 측정되었는데, 이 값은 태양계를 향한 시선에서 페가수스자리 IK A의 최대 속도이기도 하다.페가수스자리 IK 계까지의 거리는 지구가 태양 주위를 공전하면서 별의 위치가 변하는 것처럼 보이는 연주 시차를 관측하여 측정할 수 있다. 히파르코스 우주선은 매우 정밀한 측정으로 페가수스자리 IK까지의 거리를 약 150 ly(정확도 ±5 ly)으로 추측해 냈다.[13] 또한 히파르코스는 페가수스자리 IK 계의 고유 운동을 측정했다. 고유 운동이란 항성이 우주 공간을 이동하기 때문에 생기는 작은 각운동이다.성도에서 페가수스자리 IK의 위치.이 항성계의 거리와 고유 운동의 조합을 이용해 페가수스자리 IK의 횡방향속도가 16.9 km/s로 측정되었다.[주 4] 세 번째로 태양에서 바라본 시선 속도는 항성스펙트럼의 평균 적색 편이(또는 청색 편이)를 이용해 계산할 수 있다. 《윌슨 시선 속도 항성 목록》(General Catalogue of Stellar Radial Velocities)에는 이 항성계의 시선 속도가 -11.4 km/s로 등재되어 있다.[15] 두 값을 조합하면 태양에 대한 상대적 공간 속도는 20.4 km/s로 얻어진다.허블 우주 망원경이 쌍성계를 구성하는 두 항성을 각각 촬영하려 했지만 두 항성의 거리가 너무 가까워 구별할 수 없었다.[16] 최근에는 극자외선 우주 망원경을 이용한 보다 정확한 관측으로 궤도 주기를 21.72168 ± 0.00009일로 계산해냈다.[17] 이 항성계의 궤도면 경사각은 지구에서 보았을 때 거의 90°에 가까울 것으로 추측된다. 만약 그렇다면 식을 관측할 수도 있을 것이다.천구에서 페가수스자리 IK 계의 적경과 적위는 각각 21시 26분 26.6624초, +19° 22′ 32.304″이다.페가수스자리 IK A 헤르츠스프룽-러셀 도표(HR 도표)는 항성의 색지수에 대한 광도를 정리한 도표이다. 페가수스자리 IK A는 현재 주계열성의 상태에 있다. 주계열성이란 HR 도표 상에서 거의 선형의 그룹을 이루고 있으며, 수소 핵융합을 하는 항성을 가리키는 용어다. 그와 동시에 페가수스자리 IK A는 HR 도표 상에서 거의 수직인 좁은 띠 위에 존재하며, 이 띠를 불안정띠라고 한다. 이 띠 위에 존재하는 항성들은 일관적으로 진동하여 항성의 광도에 주기적인 맥동을 일으킨다.페가수스자리 IK A(왼쪽)와 B(중간 아래) 그리고 태양(오른쪽)의 상대적인 크기.맥동이 일어나는 까닭은 항성의 외부 대기 중 일부가 특정 원소들의 불완전한 이온화로 인해 광학적으로 두꺼워 지기 때문이다. 이를 카파 메커니즘(κ-mechanism)이라고 한다. 카파 메커니즘에 관여하는 원자들은 전자를 잃고 이온화 하면서 증가한 에너지를 흡수하는 것으로 보인다. 에너지를 흡수하면 온도가 높아져서 가스가 팽창하였다가, 이온화 정도가 떨어지고 에너지를 잃게 되면 냉각되어 다시 줄어든다. 이러한 순환으로 인해 항성의 대기는 주기적으로 맥동하고, 광도도 변화하게 된다.주계열을 가로지르는 불안정띠에 위치한 항성들을 방패자리 델타 변광성이라고 부르는데, 변광성인 방패자리 델타가 이 부류의 전형적인 예이기 때문이다. 방패자리 델타 변광성은 일반적으로 분광계급 A2에서 F8까지, 항성광도계급은 III(준거성)에서 V(주계열성)까지 분포해 있다. 이 부류의 변광성들은 0.025 ~ 0.025의 맥동률을 가지는 단주기 변광성이다. 방패자리 델타 변광성은 태양의 구성 원소와 비슷한 성분이 풍부하며(중원소 함량의 항성종족 1 참조) 질량은 1.5 ~ 2.5 M☉이다.[20] 페가수스자리 IK A의 맥동률은 하루에 22.9회(0.044일동안 1회)로 측정되었다.천문학자들은 헬륨보다 큰 원자 번호를 가진 화학 원소의 존재도로 항성의 중원소함량을 결정한다. 항성의 대기를 분광 분석하여 얻어낸 것을 계산된 항성 모형들에서 기대되는 값과 비교하여 측정한다. 페가수스자리 IK A의 경우, 예상 금속 존재도는 [M/H] = +0.07 ± 0.20이다. 이 값은 수소(H)에 대한 금속 원소들(M)의 비율의 대수에서 태양의 금속 비율의 대수를 빼서 구한다. 만약 항성의 금속 존재도가 태양의 것과 일치하면 이 값은 0 이 된다. 대수 값이 0.07인 경우 실제 금속 비율은 1.17에 해당한다. 즉, 태양의 금속 비율을 1로 하였을 때, 태양보다 금속 원소가 약 17% 더 많다.[4] 그러나 이러한 계산은 오차 범위가 상대적으로 크다는 문제점이 있다.페가수스자리 IK A같은 A형 주계열성의 스펙트럼에서는 393.9 nm 파장에서 나타나는 이온화된 칼슘의 K선 등 이온화된 금속들의 흡수선과 함께 수소의 발머선이 두드러지게 나타난다.[21] 페가수스자리 IK A의 스펙트럼은 "한계 Am"(Am:)으로 분류되는데, 이것은 분광형이 A형 항성의 분광 특징을 나타내지만 가장자리에 금속선이 나타난다는 것을 의미한다. 즉, 이 항성의 대기는 일반적인 금속 동위 원소의 흡수선보다 약간(하지만 이례적으로) 더 잘 나타난다.[5] Am 분광형의 항성은 일반적으로 질량이 비슷한 항성들이 쌍성계를 이루고 있는 것들인데, 페가수스자리 IK도 그러하다.[22] A형 분광형의 항성들은 태양보다 뜨겁고 무겁다. 그러나 주계열상에 머무르는 기간은 그만큼 짧아져 결과적으로 수명이 태양보다 짧다. 1.65 M☉의 페가수스자리 IK A와 비슷한 질량을 가진 항성이 주계열성의 상태로 머무르는 기간은 2 ~ 3 × 109 년 정도로, 현재 태양 나이의 절반 정도이다.질량의 측면에서 보면, 상대적으로 젋은 알타이르가 페가수스자리 IK A와 비슷한 항성 중 태양에서 가장 가까이 있는 항성이다. 알타이르의 질량은 약 1.7 M☉이다. 전체 쌍성계는 근처의 시리우스 항성계와 몇가지 유사점이 있는데, 시리우스도 A형 항성과 백색 왜성이 쌍성계를 이루고 있다. 하지만 시리우스 A가 페가수스자리 IK A보다 질량이 더 나가고 동반성의 궤도도 반장축이 20 AU로 더 크다.페가수스자리 IK BIK A의 동반성은 고밀도의 백색 왜성이다. 이 부류의 항성체는 항성 진화상에서 수명의 끝에 다다른 별이며, 더 이상 핵융합을 이용해 에너지를 생성하지 못한다. 대신 통상의 백색 왜성은 꾸준히 저장된 열과 같은 초과 에너지를 방출하고 있으며 그 결과 수십억 년의 세월에 걸쳐 서서히 식고 어두워져 간다.항성진화중소질량(11 M☉ 이하)의 항성들은 대부분 핵융합 연로를 모두 소진하고 백색 왜성으로서 그 최후를 맞이한다.[25] 항성들은 일생 대부분을 주계열성 상태에서 에너지를 소비한다. 주계열 상태에서 보내는 시간은 항성의 질량에 따라 결정되어, 질량이 증가할수록 수명은 감소한다.[26] 요컨대 페가수스자리 IK B가 동반성 A보다 먼저 백색 왜성으로 진화하기 위해서는 B의 질량이 A보다 컸어야 한다. 페가수스자리 IK B의 옛날 질량은 6 ~ 10 M☉ 정도였을 것으로추측된다.적색 거성으로 부풀어올라 동반성을 일시적으로 집어삼키는 페가수스자리 IK B.페가수스자리 IK B의 원형 별은 핵의 수소 연료를 모두 소모하고 적색 거성으로 진화했다. 핵의 안쪽은 중심핵을 둘러싼 껍질에서 수소 핵융합이 일어날 때까지 찌그러들었다. 온도가 올라감에 따라 항성의 외피는 주계열성 때의 반지름의 백여 배로 부풀어올랐고, 이후 핵이 헬륨 핵융합이 일어날 수 있는 온도와 압력에 도달한 항성은 짜부라들어 H-R 도표상에서 거의 수평한 선을 이루는 항성들의 범주인 수평가지항성(HB)으로 변했다. 헬륨 핵융합의 결과 핵에는 탄소와 산소가 쌓였다. 핵의 헬륨마저 모두 소모되고 항성은 점근거성가지항성(AGB, H-R 도표에서 오른쪽 위에 위치한다)으로 변화했다. 만약 항성의 질량이 충분했다면 탄소 핵융합이 일어나 산소, 네온, 마그네슘을 만들어냈을 것이다.적색 거성이나 AGB 항성의 외피는 태양의 수백배까지 부풀어 오르는데, AGB 항성 미라의 경우 그 반지름이 약 5 × 108 km (3 AU)나 된다.[30] 이 수치는 현재 페가수스자리 IK를 구성하는 두 항성 A와 B 사이의 평균 거리의 범위를 훨씬 넘어서기 때문에 이 기간동안 두 항성은 외피층을 공유했을 것이다. 그 결과, 페가수스자리 IK A의 외부 대기의 동위원소들이 강화되었을 것이다.나선 성운은 항성이 백색 왜성으로 진화하면서 형성되었다. NASA & ESA 사진산소-탄소(또는 산소-마그네슘-네온)의 핵이 형성되고 얼마 뒤 핵을 중심으로 두 개의 껍질부에서 열핵반응융합이 일어난다. 수소는 가장 바깥쪽의 껍질에서 불타기 시작하고, 핵의 주위에서는 헬륨이 핵융합을 일으킨다. 그러나 이 이중 껍질 단계는 불안정하기 때문에 열적 펄스[주 6] 를 일으키고, 그 결과 항성의 외피층에서 대량의 물질 분출이 일어난다.[31] 분출된 물질들은 막대한 양의 물질구름을 형성하는데, 이것을 행성상 성운이라고 부른다. 수소 외피의 일부 파편을 제외한 모든 물질들이 항성에서 날아가고, 원래 핵을 구성했던 찌꺼기들이 남아 백색 왜성이 된다.

칼리스토 (위성)

칼리스토(영어: Callisto, /kəˈlɪstoʊ/, 그리스어: Καλλιστώ) 또는 목성 IV는 목성의 위성으로, 1610년 갈릴레오 갈릴레이가 발견했다. 칼리스토는 태양계에서 세 번째로 큰 위성이고, 목성의 위성 중에서는 가니메데 다음으로 크며, 행성 분화율은 태양계에서 제일 낮다. 칼리스토의 지름은 4,821 km이며 수성의 99%에 달하는 크기를 가졌지만 질량은 3분의 1밖에 되지 않는다. 궤도 반경은 1,880,000 km이고 갈릴레이 위성 중에서는 목성으로부터 제일 멀리 있다.[2] 칼리스토는 내부 갈릴레이 위성들(이오, 유로파, 가니메데)과 궤도 공명을 일으키지 않고, 따라서 조석 가열의 정도가 약하다.[8] 칼리스토는 목성에 조석 고정되어 있기 때문에, 항상 같은 면만 목성을 바라보게 된다. 칼리스토는 다른 목성의 위성들에 비해 자기권이 약한데, 이는 목성의 방사선대에서 멀리 떨어져 있기 때문이다.칼리스토는 거의 같은 비율의 암석과 얼음으로 구성되어 있으며, 밀도는 1.83 g/cm3으로 목성의 주요 위성들 중 밀도가 가장 낮고 표면 중력 또한 가장 약하다. 분광기를 사용해 표면을 분석했을 때 발견된 물질들로는 얼음,[11] 이산화 탄소, 규산염, 유기 화합물들이 있었다. 갈릴레오 탐사선은 칼리스토가 작은 규산염 핵이 있을 수도 있다는 사실과 칼리스토가 깊이 100 km가 넘는 지하 바다가 존재할 가능성을 밝혀냈다.칼리스토의 표면은 태양계에서 가장 오래 되었고 충돌구가 가장 많이 존재한다.[14] 또한 판이나 화산과 같은 어떠한 지질학적 활동도 보여주지 않고 이러한 활동이 일어난 흔적도 없으며, 표면은 주로 충돌을 통해 변화해 왔다고 추측된다.[15] 표면의 주요 구조물로는 다환 충돌구(multi-ring structures), 다양한 형태의 충돌구들, 사슬형 충돌구(카테나), 그리고 이러한 충돌이 빚어낸 산등성이, 단애, 퇴적지형이 있다.[15] 작은 규모에서 보면, 서리로 덮여 밝게 빛나는 돌출된 지형과, 이 주변을 덮은 어둡고 부드러운 퇴적층으로 구분된다.[4] 이는 승화가 촉진한 풍화 작용이 작은 충돌구를 없애고, 그 결과 많은 수의 돌출 지형을 남긴 것으로 보인다.[16] 이 지형들의 정확한 연대는 아직 알려지지 않았다.칼리스토는 이산화탄소와 (아마도) 산소 분자로 이루어진 매우 옅은 대기권으로 둘러싸여 있고,[6][7] 상당히 강한 전리층도 존재한다.[17] 칼리스토는 목성이 형성될 때 주변에 형성되었던 가스와 먼지 원반에서 느린 강착을 통해서 형성되었다고 추측되고 있다.[18] 칼리스토의 점진적인 강착 속도와 조석 가열량의 부족으로 인해 칼리스토는 빠른 행성 분화가 일어날 만한 열이 부족한 상태였다. 형성 직후 시작된 칼리스토 내부에서의 대류는 불완한 행성 분화를 일으켰고, 이에 따라 작고 암석질인 핵과 깊이 100~150 km의 지하 바다가 형성되었다고 추측된다.만약 칼리스토에도 바다가 존재한다면 다른 천체들처럼 외계 생명체가 존재할 가능성이 있지만, 환경은 근처의 유로파보다 좋지 않으리라고 추측된다.[20] 칼리스토를 연구해 온 탐사선으로는 파이어니어 10호, 파이어니어 11호, 갈릴레오, 카시니-하위헌스 등이 있다. 또한 칼리스토는 방사능이 매우 낮아, 미래 유인 목성계 탐사 시 기지를 세울 장소로 고려되고 있다.[21]공전과 자전카시니-하위헌스가 촬영한 칼리스토(왼쪽 아래), 목성(오른쪽 위), 유로파(대적점 왼쪽 아래)칼리스토는 네 갈릴레이 위성 중 가장 바깥쪽에 존재한다. 칼리스토는 목성으로부터 1,880,000 km(목성 자체의 반지름인 71,492 km의 26.3배)만큼 떨어져서 목성을 공전한다.[2] 이는 그 다음으로 목성에서 가까운 가니메데의 공전 반경(1,070,000 km)보다 상당히 크다. 이렇게 궤도가 상당히 멀리 떨어져 있기 때문에, 칼리스토는 다른 세 갈릴레이 위성이 일으키는 궤도 공명을 일으키고 있지 않고, 과거에도 그랬으리라고추측된다.다른 평범한 위성들과 같이, 칼리스토의 자전 또한 동주기 자전이다.[3] 칼리스토의 자전 주기 및 공전 주기는 약 16.7일이다. 궤도는 목성의 적도를 기준으로 해서 매우 약간 찌그러졌고 기울여졌으며, 궤도 이심률과 경사각은 태양과 행성들의 섭동에 따라 거의 주기적으로 변화한다. 궤도 이심률의 변화 범위는 0.0072~0.0076이고 경사각의 변화 범위는 0.20~0.60°이다.[8] 이 궤도 변화는 아울러 자전축 기울기가 0.4~1.6° 사이로 변하게끔 만든다.이러한 분리된 궤도는 칼리스토가 내부 구조 형성과 진화에 중요한, 눈에 띄는 조석 가열이 일어나지 않았음을 이야기한다.[26] 또한 칼리스토가 목성과 멀리 떨어진 점은 목성의 자기권으로부터 불어오는 하전 입자 선속이 표면에 불어오는 양이 상대적으로 적음을 이야기한다(예시로, 유로파에 불어오는 양보다 300배 낮다). 그러므로, 다른 갈릴레이 위성들과 달리 하전 입자가 표면에 준 영향은 적은 편이다.[9] 칼리스토 표면에서의 방사선량은 하루에 약 0.01 rem (0.1 mSv)로, 이는 지구가 받는 양보다 약 10배 가량 크다.발견 및작명칼리스토는1610년 1월 갈릴레오 갈릴레이가 다른 위성(이오, 유로파, 가니메데)과 함께 발견했다.[1] '칼리스토'라는 이름은 그리스 신화에서 제우스가 사랑을 나눴던 요정 칼리스토에서 따왔다.[22] 이는 시몬 마리우스가 칼리스토 발견 직후에 명명한 이름인데,[23] 마리우스는 그 이름을 제안한 것이 요하네스 케플러 덕분이었다고 밝히고 있다.하지만 시몬 마리우스가 제안한 갈릴레이 위성 이름은 수백년 동안 무시당했고, 20세기 중반에 들어서야 널리 사용될 수 있었다. 그 이전의 천문학 문헌에서는 칼리스토를 두고 로마 숫자만 붙인 '목성 IV'나 '목성의 네 번째 위성'으로 표기하는 경우가 대부분이었다.