Redigerer Jupiter (avsnitt)

== Struktur ==
Jupiter består hovedsakelig av [[gass]] og [[væske|flytende]] [[materie]]. Den er den største av fire [[gasskjempe]]r så vel som den største [[planet]]en i [[solsystemet]] med en diameter på {{formatnum:142984}}&nbsp;km ved [[ekvator]]. Den gjennomsnittlige tettheten på 1,326&nbsp;g/cm³ (tilsvarende [[invertsukker]]) er den nest høyeste blant gasskjempene, men lavere enn noen av de fire [[terrestrisk planet|terrestriske planetene]].<ref name="Bagenal" group="L"/><ref name="Beebe" group="L"/>

=== Øvre atmosfære ===
Jupiters øvre atmosfære er sammensatt av ca. 88&ndash;92 % hydrogen og 8&ndash;12 % helium med prosentvolum eller fraksjoner av gass[[molekyl]]er. Siden et helium[[atom]] har ca. fire ganger så høy masse som et [[hydrogen]]atom, endres sammensetningen når den beskrives som en andel av masse bestående av ulike atomer. Således er [[Jupiters atmosfære|atmosfæren]] ca. 75 % hydrogen og 24 % helium, og den gjenværende prosenten av massen består av andre grunnstoffer. Det indre inneholder mer kompakte materialer slik at fordelingen etter masse er omtrent 71 % hydrogen, 24 % helium og 5 % andre grunnstoffer. Atmosfæren inneholder spormengder av [[metan]], [[vann]]damp, [[ammoniakk]] og [[Silikoner|silikonbaserte]] forbindelser. Der er også spor av [[karbon]], [[etan]], [[hydrogensulfid]], [[neon]], [[oksygen]], [[fosfin]] og [[svovel]]. Det ytterste laget inneholder [[krystall]]er av frossen ammoniakk,<ref name="Gautier1981" group="L"/><ref name="Kunde2004" group="L"/> og gjennom [[infrarød stråling|infrarød]] og [[ultrafiolett stråling|ultrafiolette]] målinger har spormengder av [[benzen]] og andre [[hydrokarbon]]er også blitt oppdaget.<ref name="Kim1985" group="L"/>

Proporsjonene av hydrogen og helium ligger svært nær den teoretiske sammensetningen av den opprinnelige [[Solsystemets opprinnelse og utvikling#Dannelsen av planeter|soltåken]]. Andelen neon i den øvre atmosfæren er bare 20&nbsp;ppm, eller ca. én tiendedel av mengden i solen.<ref name="Nieman1996" group="L"/> Heliumet er utarmet til ca. 80 % av solens heliumsammensetning. Utarmingen kan skyldes [[nedbør]] av disse grunnstoffene inn i planetens indre.<ref name="galileo_ms" /> Mengden av tyngre, inerte gasser i atmosfæren er to til tre ganger forekomsten på solen.

[[Spektroskopi]] antyder at [[Saturn]] har tilsvarende sammensetning som Jupiter, mens gasskjempene [[Uranus]] og [[Neptun (planet)|Neptun]] har mye mindre hydrogen og helium. Uranus og Neptun har også mer [[oksygen]], [[karbon]], [[nitrogen]] og [[svovel]].<ref name="Ingersoll2005" group="L"/> To sonder har gått ned i Jupiters atmosfære; noe tilsvarende har ikke skjedd for planetene utenfor Jupiter. Derfor mangler vi en mengde tall for de tyngre grunnstoffene i disse planetene. Disse planetene er kjent som [[iskjempe]]r, fordi majoriteten av volatile komponenter er i fast form.

=== Masse ===
{{utdypende|Jupitermasse}}
[[Fil:Jupiter-Earth-Spot comparison.jpg|thumb|Tilnærmet størrelsesammenligning mellom jorden og Jupiter, inkludert den store røde flekken.]]
Jupiters [[masse]] er to og en halv ganger massen til alle de andre planetene i solsystemet til sammen. Dens barysenter på [[Solen]] ligger over [[Fotosfære|Solens overflate]] 1&nbsp;068 [[Solradius|solradier]] fra solens sentrum. Diameteren er elleve ganger større enn jordens. Volumet tilsvarer om lag {{formatnum:1321}}&nbsp;jordkloder, men massen er bare 318 ganger større.<ref name="fact" /><ref name="Burgess1982" group="L" /> Radiusen er ca. én tiendedel av solens radius<ref name="Shu1982" group="L" /> og massen er 0,001 ganger massen til solen. Tettheten til disse to legemene er tilsvarende.<ref name="Davis2005" group="L" />

En «[[jupitermasse]]» (M<sub>J</sub> eller M<sub>Jup</sub>) brukes som enhet til å beskrive massen til andre legemer, spesielt [[eksoplanet]]er og [[brun dverg|brune dverger]]. Eksempelvis har eksoplaneten [[HD 209458 b]] en masse på 0,69&nbsp;M<sub>J</sub>, [[COROT-7b]] har en masse på 0,015&nbsp;M<sub>J</sub>, mens Kappa Andromedae b har en masse på 12.8 M<sub>J</sub>.<ref name="TEPE" />

Modeller indikerer at dersom Jupiter hadde 40% mer masse, ville det indre i planeten bli komprimert så mye at planeten ville krympe.<ref name="Seager2007" group="L"/> For mindre endringer i massen vil ikke endringene i [[radius]]en være merkbar. For endringer over 500&nbsp;[[Jordmasse|M<sub>⊕</sub>]] (1,6&nbsp;M<sub>J</sub>)<ref name="Seager2007" group="L"/> vil det indre komprimeres såpass mye av den økende gravitasjonskraften at planetens volum vil ''synke'' til tross for økt materie. Det antas at Jupiter har en så stor diameter som en planet av denne sammensetningen og med samme utviklingshistorie kan oppnå. Prosessen med ytterligere krymping med økende masse ville fortsette inntil betydelig [[stjernedannelse|stjernetenning]] var nådd i [[brun dverg|brune dverger]] med høye masser på rundt 50&nbsp;M<sub>J</sub>.<ref name="Guillot1999" group="L"/>

Selv om Jupiter ville trenge om lag 75 ganger mer masse for å fusjonere hydrogen og bli en [[stjerne]], har de minste [[rød dverg|røde dvergene]] bare ca. 30 % større radius enn Jupiter.<ref name="Burrows1993" group="L"/><ref name="Didier2002" /> Jupiter utstråler mer varme enn den mottar fra solen; mengden av varme som produseres inne i planeten, tilsvarer den totale [[solstråling]]en den mottar.<ref name="elkins-tanton" group="L" /> Varmeutstrålingen genereres av [[Kelvin-Helmholtz-mekanismen]] gjennom [[Adiabatisk prosess|adiabatisk]] konsentrasjon, slik at planeten krymper med om lag 1&nbsp;mm hvert år.<ref name="Guillot2004" group="L" /> Da Jupiter ble dannet, var den mye varmere og hadde omtrent det dobbelte av sin nåværende diameter.B<ref name="Bodenheimer1974" group="L"/>

=== Indre struktur ===
[[Fil:Jupiter interior.png|right|thumb|Jupiters indre, med en steinete [[planetkjerne]] og et dypt lag med metallisk hydrogen ([[mantel]]en) over. Det grønne området ytterst er atmosfæren.{{byline|Tegning: NASA/R.J. Hall|4. mars 2007}}]]
Forut for 2017, foreslo astrofysikere to scenarioer for dannelsen av Jupiter. I det første scenarioet ble planeten dannet gjennom akkresjon som et fast legeme.

I dette scenarioet beskrives en kompakt [[planetkjerne|kjerne]] med en blanding av grunnstoffer, og en omliggende [[mantel]] bestående av flytende [[metallisk hydrogen]] og noe helium. Mantelen strekker seg til 78 % av planetens radius.<ref name="Smoluchowski1971" group="L"/> Deretter følger et ytre lag overveiende av [[hydrogen|molekylært hydrogen]].<ref name="Guillot2004" group="L" /> Kjernen ble omtalt som [[bergart|steinete]], men detaljene var ukjente. Ukjente var også egenskapene til materialene ved disse temperaturene og trykket i disse dybdene. 

Romsonden [[Galileo (romsonde)|Galileo]] utførte i 1997 gravitasjonelle målinger<ref name="Guillot2004" group="L" /> som antydet en kjerne med en masse fra 12 til 45 ganger jordens masse, eller grovt 3&ndash;15 % av Jupiters totale masse.<ref name="elkins-tanton" group="L" /><ref name="Guillot1997" group="L"/> Målingene var ikke et bevis, grunnet feilmarginer i rotasjonskoeffisienten J<sub>6</sub>, radius til ekvator og temperaturen ved 1 bars trykk.<ref name="Guillot2004" group="L" /><ref name="McFadden2006" group="L" />

Det var forventet at romsonden [[Juno (romsonde)|Juno]], som ankom 5. juli 2016, ville redusere usikkerheten rundt disse parametrene.<ref name="Horia2007" group="L"/>

Bildet ble komplisert av et annet scenario, hvor planeten ble dannet direkte fra en gassaktig [[Nebularhypotesen|protosolar tåke]]. I denne modellen mangler planeten fullstendig kjerne. Den består i stedet av en tykkere og tykkere veske (hovedsakelig molekylært og metallisk hydrogen) hele veien til sentrum.<ref name="NYT-20160705">{{cite news |last=Chang |first=Kenneth |date=5. juli 2016 |title=NASA's Juno Spacecraft Enters Jupiter's Orbit |work=[[The New York Times]] |url=https://www.nytimes.com/2016/07/05/science/juno-enters-jupiters-orbit-capping-5-year-voyage.html}}</ref>

Data fra romsonden ''Juno'' tydet på at Jupiter har en ''diffus'' kjerne (en blanding av stein og flytende metallisk hydrogen). Denne diffuse kjernen blander seg med mantelen.<ref name=space_dot_com_2017>{{cite web | url=https://www.space.com/37005-jupiter-fuzzy-core-nasa-juno.html | title=More Jupiter Weirdness: Giant Planet May Have Huge, 'Fuzzy' Core | date=26. mai 2017 | last=Wall | first=Mike | website=space.com}}</ref><ref name=Wrong-Juno>{{Cite web | url=https://www.space.com/39348-juno-jupiter-mission-planet-revelations.html | title='Totally Wrong' on Jupiter: What Scientists Gleaned from NASA's Juno Mission | date=10. januar 2018 | first=Hanneke | last=Weitering | website=space.com}}</ref>

Blandingsprosessen kan ha oppstått under planetens dannelse, gjennom akkresjon av faste stoffer og gasser fra den omgivende stjernetåke.<ref name="Stevenson2022" group="L"/> Alternativt ble den forårsaket av en kollisjon med en planet på omkring 10 jordmasser. Dette kan ha funnet sted noen få millioner år etter Jupiters dannelse, og forstyrret en opprinnelig solid Jupiterkjerne.<ref name="Liu2019" group="L"/><ref name="Guillot2019" group="L"/>

Kjernen opptar mellom 30 og 50% av planetens radius, og inneholder tunge elementer som har en kombinert masse på 7–25 ganger jordens.<ref name="Wahl2017" group="L"/>

Dagens modeller antyder en diffus kjerne som var tilstrekkelig massiv til å samle hoveddelen av hydrogen og helium fra en protosolar tåke. Kjernen kan ha krympet, etter hvert som den ble smeltet av konveksjonsstrømmer av varmt, flytende [[metallisk hydrogen]], som fraktet dens innhold til høyere nivåer i planetens indre. Tett metallisk hydrogen omgir kjernen, og strekker seg utover til om lag 78 % av planetens radius.<ref name="elkins-tanton" group="L" /> Regndråper av helium og neon faller nedover gjennom dette laget og utarmer forekomsten av disse grunnstoffene i den øvre atmosfæren.<ref name="galileo_ms" /><ref name="Lodders2004" group="L"/>

Over laget med metallisk hydrogen ligger en transparent innvendig atmosfære av hydrogen. Trykket er over det [[kritisk punkt|kritiske punkt]] for hydrogen på 1.3 [[Pascal (enhet)|Pascal]], og temperaturen ligger alltid over 33&nbsp;[[kelvin]], som er den [[Kritisk temperatur|kritiske temperaturen]] for [[hydrogen]].<ref name="Züttel2003" group="L"/>

I denne tilstanden er det ingen distinkte væske- og gassfaser &ndash; hydrogen sies å være i en [[superkritisk væske|superkritisk flytende tilstand]]. Av praktiske grunner omtales likevel hydrogen som «gass» fra den øverste delen av skydekket og nedover til en dybde på om lag {{formatnum:1000}}&nbsp;km,<ref name="elkins-tanton" group="L" /> og som «væske» i de dypere lagene. Det er ingen klar fysisk grense &ndash; gass blir smidig varmere og tettere når den synker nedover. Muligens ligner dette på hav av flytende hydrogen og andre superkritiske vesker.<ref name="Guillot2003" group="L"/><ref name="lang03" />

Temperaturen og trykket øker jevnt innover, ettersom varmen bare kan unnslippe ved konveksjon. Ved en overflatedybde hvor det atmosfæriske trykket er 1 bar, er temperaturen omkring 165 K. Ved [[faseovergang]]sregionen hvor hydrogen &ndash; oppvarmet utover det kritiske punktet &ndash; blir metallisk, antas det at temperaturen er mellom 5,000 og 8,400 K og trykket mellom 50 og 400 GPa. Temperaturen i kjernen er anslått til {{formatnum:20000}}&nbsp;K, og det indre trykket anslås til omtrent {{formatnum:4000}}&nbsp;GPa.<ref name="elkins-tanton" group="L" />

=== Atmosfære ===
{{Utdypende artikkel|Jupiters atmosfære}}
[[Fil:790106-0203 Voyager 58M to 31M reduced.gif|thumb|Animasjon av bevegelsene i den øvre atmosfæren på Jupiter. Bildene ble tatt hver 10. time av [[Voyager 1]] fra 6. januar til 3. februar 1979 i avstander fra 58 millioner til 31 millioner km.]]
[[Fil:PIA02863 - Jupiter surface motion animation thumbnail 300px 10fps.ogv|thumb|Animasjon av bevegelsene til Jupiters motroterende skystriper. I dette bildet er planetens ytre kartlagt i en sylindrisk projeksjon. Animasjoner med større bredde: [[:Fil:PIA02863 - Jupiter surface motion animation thumbnail 720px 10fps.ogv|720 piksler]], [[:Fil:PIA02863 - Jupiter surface motion animation 1fps.ogv|1799 piksler]].]]
Jupiter har den største planetære atmosfæren i solsystemet, men planeten har ingen kjent «overflate». Atmosfæren mangler en klar nedre grense og der er gradvise overganger mot det flytende indre av planeten.<ref name="Guillot2003" group="L"/>

Utgangspunktet for atmosfæren er vanligvis satt til punktet hvor det atmosfæriske trykket er 10&nbsp;[[Bar (enhet)|bar]], eller ti ganger overflatetrykket på jorden.<ref name="Seiff1998" group="L"/> Dette er ca. 90&nbsp;km under nivået for 1 bar trykk (atmosfæresonden til [[Galileo (romsonde)|Galileo]] sluttet overføringen på en dybde av 22 bar, 132&nbsp;km under «overflaten» med 1 bar trykk.<ref name="Seiff1998" group="L"/>

Derifra beveger den seg oppover gjennom en [[Troposfæren|troposfære]], [[Stratosfæren|stratosfære]], [[Termosfæren|termosfære]] og [[eksosfæren|eksosfære]]. Hvert lag har karakteristiske [[temperaturgradient]]er<ref name="Seiff1998" group="L"/> og ulike grader av [[atmosfærisk trykk]]. Eksosfæren har ingen godt definert øvre grense.<ref name="Yelle1" group="L" /> Tettheten avtar gradvis før den smidig går over til [[interplanetarisk materie]] omtrent {{formatnum:5000}}&nbsp;km over «overflaten» på 1 bar.<ref name="Seiff1998" group="L"/><ref name="Miller2005" group="L"/>

==== Skylag ====
Jupiter er dekket av skyer av ammoniumkrystaller og muligens [[ammoniumhydrosulfid]]. De ligger i [[tropopause]]n og er ordnet i striper i ulike [[breddegrad]]er, kjent som tropiske regioner. Disse er delt videre inn i lyse ''soner'' og mørkere ''belter''. Vekselvirkningene mellom disse motstridende [[Atmosfærisk sirkulasjon|sirkulasjonsmønstrene]] forårsaker stormer og [[turbulens]]. Vindhastigheter på 100&nbsp;m/s (360&nbsp;km/t) er vanlig i sonale strømmer.<ref name="Ingersoll2004" group="L"/> Sonene varierer i bredde, farge og intensitet fra år til år, men er stabile til å få identifiserende betegnelser.<ref name="Burgess1982" group="L" />

Skylaget er ca. 50&nbsp;km dypt og består av minst to skydekker: et tykt, nedre dekke og et tynt, klarere område. Det kan også være et tynt lag av [[vann]]holdige skyer under ammoniakklaget, noe som gjenspeiles av [[lyn]] oppdaget i atmosfæren. Vannets [[polaritet]] skaper ladningsseparasjon som trengs for å produsere lyn.<ref name="elkins-tanton" group="L" /> Disse elektriske utladningene kan være opptil tusen ganger så kraftige som lynene på jorden.<ref name="Watanabe2006" /> De vannholdige skyene kan danne [[tordenvær]] drevet av varmen som stiger opp fra det indre.<ref name="Kerr2000" group="L"/>

Romsonden ''Juno'' avdekket «grunne lyn» som oppstår fra skyer av ammoniakk-vann relativt høyt i atmosfæren.<ref name="Becker2020" group="L"/> Disse utladningene bærer «soppballer» av flytende ammoniakk-slaps som er dekket av is, og som faller dypt ned i atmosfæren.<ref name="Guillot2020" group="L"/> [[Lyn i den øvre atmosfæren]] har blitt observert i form av lyse flash som varer omkring 1.4 millisekunder. Disse er kjent som «alver» eller «lysånder» og er blå eller rosa på grunn av hydrogenet.<ref name="Giles=2020" group="L"/><ref>{{cite web | title=Juno Data Indicates 'Sprites' or 'Elves' Frolic in Jupiter's Atmosphere | date=27. oktober 2020 | editor-first=Tony | editor-last=Greicius | website=NASA | url=https://www.nasa.gov/feature/jpl/juno-data-indicates-sprites-or-elves-frolic-in-jupiters-atmosphere}}</ref>

Den oransje og brune fargen i skydekket forårsakes av oppstrømmende stoffer som skifter farge når de møter [[ultrafiolett stråling|ultrafiolett lys]] fra solen. Stoffene antas å være [[fosfor]], [[svovel]] eller muligens [[hydrokarbon]]er.<ref name="elkins-tanton" group="L" /><ref name="Strycker2006" group="L"/> Disse fargerike [[kromofor]]ene blander seg med det varmere nedre skydekket. Sonene dannes når stigende [[konveksjonscelle]]r danner krystalliserende ammoniakk som skjuler de lavere skydekkene.<ref name="worldbook" />

Jupiters lave [[aksehelning]] betyr at polene konstant får mindre [[solstråling]] enn ved ekvatorregionen. [[Konveksjon]] i planetens indre transporterer mer energi til polene og balanserer ut temperaturene i skylagene.<ref name="Burgess1982" group="L" />

==== Den store røde flekken og andre virvler ====
{{Utdypende|Den store røde flekken|Oval BA}}
{{Utdypende|Jupiters nordpol|Jupiters sørpol}}
[[Fil:Great Red Spot From Voyager 1.jpg|thumb|Jupiter og den store røde flekk sett fra [[Voyager 1]] i 1979.{{byline|Foto: Voyager 1/[[NASA]]|25. februar 1979}}]]
Den store røde flekken er en vedvarende [[antisyklon]]sk [[storm]] som ligger 22° sør for ekvator. Den har i alle fall eksistert siden 1665.<ref name="Denning1899" group="L"/><ref name="Kyrala1982" group="L"/><ref name="Gutenberg" /> Bilder fra ''[[Hubble Space Telescope]]'' har vist to mindre «røde flekker» som er naboer til den store røde flekken.<ref>{{cite web |title=New Red Spot Appears on Jupiter |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/23/image/a/ |last1=Wong|first1=M.|last2=de Pater|first2=I.|website=HubbleSite |publisher=[[NASA]] |date=22. mai 2008}}</ref><ref>{{cite web |title=Three Red Spots Mix It Up on Jupiter |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2008/27/image/a/ |last1=Simon-Miller|first1=A.|last2=Chanover|first2=N.|last3=Orton|first3=G.|website=HubbleSite |publisher=[[NASA]] |date=17. juli 2008}}</ref>

[[Matematisk modell|Matematiske modeller]] antyder at stormen er stabil og permanent.<ref name="Sommeria1988" group="L"/> Den er synlig gjennom jordbaserte [[teleskop]]er med en [[irisblender]] på 12&nbsp;cm eller større.<ref name="Covington2002" group="L" /> Flekkens sammensetning og kilden til dens rødfarge er ukjent, men fotodissosiert ammoniakk som reagerer med [[acetylen]] er en sannsynlig forklaring.<ref name="Sromovsky2017" group="L"/>

Det [[oval]]e objektet [[rotasjon|roterer]] mot klokken, med en [[frekvens|periode]] på rundt seks dager.<ref name="Cardall" /> [[Dimensjon]]ene ble i 2006 angitt som {{formatnum:24&ndash;40000}}&nbsp;km × {{formatnum:12&ndash;14000}}&nbsp;km; tilstrekkelig stor til å inneholde to eller tre planeter med jordens diameter.<ref name="JDS" /> Den maksimale høyden til stormen er ca. 8&nbsp;km over de omkringliggende skytoppene.<ref name="Phillips2006" />

Slike stormer er vanlige innenfor de [[turbulens|turbulente]] [[atmosfære]]ne til [[gasskjempe]]r. Jupiters hvite og brune ovaler er mindre ubenevnte stormer. Hvite ovaler synes å bestå av relativt kjølige skyer innenfor den øvre atmosfæren mens brune ovaler er varmere og ligger innenfor de «normale skylagene». Slike stormer kan vare fra et par timer til flere århundrer.

Før Voyager viste at formasjonen var en storm, fantes det beviser på at flekken ikke var en dyp formasjon: Den roterte annerledes enn resten av atmosfæren, noen ganger raskere og andre ganger saktere. I løpet av den tiden flekken har blitt registrert, har den beveget seg flere ganger rundt planeten relativt til noen faste roterende markører nedenfor.
[[Fil:Oval BA (Hubble).jpg|thumb|upright=1|Dannelsen av Oval BA fra tre hvite ovaler fra 1997 til 2000.]]
Flekken har minsket betydelig i størrelse siden dens oppdagelse. På slutten av 1800-tallet var den omkring 25 500 km bred. Under forbiflyvningen til romsondene ''Voyager'' i 1979, hadde stormen en lengde på 14500 km og en bredde på omkring 8 000 km.<ref name="Simon2015" group="L"/> Observasjoner i 1995 av teleskopet ''Hubble'' viste at den hadde minket i bredde til 13020 km, og observasjoner i 2009 viste at bredden var 11130 km. I 2015 hadde stormen en bredde på 16 500 km og en lengde på 10 940 km,<ref name="Simon2015" group="L"/> og minsket i lengde på omkring 930 km hvert år.<ref name="sp.news20151125">{{cite news |url=http://space.news/2015-11-25-is-jupiters-great-red-spot-nearing-its-twilight.html |title=Is Jupiter's Great Red Spot nearing its twilight? |work=Space.news |first=Greg |last=White |date=25. november 2015}}</ref><ref name="techtimes20151021">{{cite news |url=http://www.techtimes.com/articles/97643/20151021/jupiters-superstorm-is-shrinking-is-changing-red-spot-evidence-of-climate-change.htm |title=Jupiter's Superstorm Is Shrinking: Is Changing Red Spot Evidence Of Climate Change? |work=Tech Times |first=Rina Marie |last=Doctor |date=21. oktober 2015}}</ref> Fra 1930-tallet frem til 2015 hadde den røde flekk minket til en tredel av størrelsen.<ref>Science News: [http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2014/15may_grs/ Jupiter's Great Red Spot is Shrinking], NASA Science, 15. mai 2004</ref>

I oktober 2021 målte sonden ''Juno'' dybdene på den store røde flekken til å være omkring 300-500 km.<ref>{{Cite web|last=Grush|first=Loren|date=2021-10-28|title=NASA's ''Juno'' spacecraft finds just how deep Jupiter's Great Red Spot goes|url=https://www.theverge.com/2021/10/28/22749095/nasa-juno-jupiter-great-red-spot-depth|website=The Verge|language=en}}</ref>

''Juno'' har påvist flere polare sykliske stormer ved Jupiters poler. Den nordlige gruppen består av 9 sykloner: En større i midten og åtte andre omkring. Den sørlige gruppen består av 7 stormer: En større virvel i midten, omgitt av 5 større stormer og en mindre storm.<ref name="Adriani2018" group="L"/><ref>{{cite web| title=NASA Just Watched a Mass of Cyclones on Jupiter Evolve Into a Mesmerising Hexagon| url=https://www.sciencealert.com/june-watched-a-pentagon-of-storms-on-jupiter-evolve-into-a-hexagon|last=Starr |first=Michelle | date=13. desember 2017 |website=Science Alert}}</ref> Disse polare strukturene forårsakes av turbulens i Jupiters atmosfære og kan sammenlignes med [[Saturns heksagon]] ved Saturn's nordpol.

I 2000 dannet det seg en atmosfærisk formasjon på den [[Polene til astronomiske legemer|sørlige halvkulen]] som ligner på den store røde flekken i utseende, men som er mindre. Den ble dannet da tre mindre, hvite ovalformede stormer slo seg sammen til én formasjon &ndash; disse hvite ovalene ble først observert i 1938. Den sammenslåtte formasjonen har fått navnet ''[[Jupiters atmosfære#Oval BA|Oval BA]]'' og kalles også ''den lille røde flekken''. Siden 2000 har den økt i intensitet og skiftet farge fra hvit til rød.<ref name="JNRS2006" /><ref name="Steigerwald2006" /><ref name="Goudarzi2006" />

=== Magnetosfære ===
{{Utdypende artikkel|Jupiters magnetosfære}}
[[Fil:Jupiter.Aurora.HST.UV.jpg|thumb|[[Aurora polaris]] på Jupiter. Tre lyspunkter oppstår på grunn av magnetiske flukssylindre som kobles til den jovianske månen Io (til venstre), Ganymedes (nederst) og Europa (også nederst). I tillegg kan man se den svært lyse og nærmest sirkulære regionen kalt hoved-ovalen og de svakere nordlysene.]]
[[Magnetfelt]]et er fjorten ganger sterkere enn jordens og går fra 4,170&nbsp;[[gauss (enhet)|gauss]] (0,42&nbsp;[[Tesla|mT]]) ved ekvator til 20&nbsp;gauss (2.0 &nbsp;mT) ved polene. På det svakeste er magnetfeltet 2.0&nbsp;gauss. Dette gjør det til det sterkeste magnetfeltet i solsystemet med unntak av [[solflekk]]er.<ref name="worldbook" /><ref name="Connerney2017" group="L"/>

Feltet genereres av [[virvelstrøm]]bevegelser av metallisk hydrogen innenfor den diffuse kjernen. [[Vulkan]]er på månen [[Io (måne)|Io]] avgir store mengder [[svoveldioksid]] som danner et strålingsbelte av gass langs månens bane. Gassen blir ionisert i magnetosfæren og danner [[svovel]] og [[oksygen]]ioner. Sammen med hydrogenioner fra Jupiters atmosfære danner de et [[Strømningssjikt|plasmasjikt]] i Jupiters ekvatorplan. Plasmaet i sjiktet roterer med planeten og fører til deformasjon av det dipole magnetfeltet til en magnetskive. Elektroner i plasmasjiktet genererer en sterk [[radio]]signatur som produserer strøm i området 0,6&ndash;30&nbsp;[[Hertz|MHz]].<ref name="Brainerd" />

Ved ca. 75&nbsp;jupiterradier fra planeten genererer vekselvirkningen mellom magnetosfæren og [[solvind]]en et [[Baugsjokket|buesjokk]]. Rundt magnetosfæren er det en [[magnetopause]] som ligger ved den indre kanten av en [[magnetosheath]] &ndash; en region mellom den og buesjokket. Solvinden vekselvirker med disse regionene, forlenger magnetosfæren på Jupiters [[Lovart og le|leside]] og utvider den utover til den nesten når Saturns bane. De fire største månene til Jupiter går alle i bane innenfor magnetosfæren, som beskytter dem mot solvinden.<ref name="elkins-tanton" group="L" />

Magnetosfæren forårsaker intense [[Radiobølger|radioutslipp]] fra polomådene. Vulkansk aktivitet på månen Io injiserer gass av svoveldioksid inn i magnetosfæren og produserer en torus av partikler rundt planeten. Gassen blir ionisert og produserer oksygenioner. Sammen med hydrogenioner fra atmosfæren, danner de et [[plasma]]felt ved Jupiters ekvator. Plasmaen roterer med planeten og deformerer det dipolare magnetfelt slik at det blir en magnetodisk. Elektroner innenfor plasmafeltet genererer utbrudd av radiosignaler med en styrke på 0.6–30 MHz; de er merkbare fra Jorden gjennom kortbølge radiomottagere.<ref>{{cite news
 | last=Brainerd | first=Jim | date=22. november 2004
 |title=Jupiter's Magnetosphere | work=The Astrophysics Spectator
 | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/planets/JupiterMagnetosphere.html
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20210125004606/https://www.astrophysicsspectator.com/topics/planets/JupiterMagnetosphere.html
}}</ref><ref>{{cite web
 | url=https://radiojove.gsfc.nasa.gov/telescope/rj_receivers.htm
 | website=NASA | title=Receivers for Radio JOVE | date=1. mars 2017
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20210126034939/https://radiojove.gsfc.nasa.gov/telescope/rj_receivers.htm|url-status=dead
}}</ref>

Ettersom Io beveger seg gjennom denne torusen, genererer vekselvirkningen [[Alfvénbølger]] som frakter ionisert materie inn i polområdene på Jupiter. Som et resultat genereres radiobølger gjennom en [[syklotron]] [[Astrofysisk maser|maser-mekanisme]], og energien føres ut langs en kjegleformet flate. Når jorden krysser denne flaten, kan radioutslippene fra Jupiter overstige de fra solen.<ref name="RSoJ" />

=== Planetariske ringer ===
[[Fil:PIA01627 Ringe.jpg|thumb|right|Jupiters ringer]]
{{Utdypende artikkel|Jupiters ringer|planetarisk ring}}
Jupiter har et svakt [[planetarisk ring]]system sammensatt av fire hovedsegmenter: en indre [[torus]] av partikler kjent som haloen, en relativt lys hovedring og to ytre slørete ringer.<ref name="Showalter1987" group="L"/>

Ringene består tilsynelatende av støv, mens [[Saturns ringer]] består hovedsakelig av is.<ref name="elkins-tanton" group="L" /> 

Hovedringen er sannsynligvis dannet av materialer fra månene [[Adrastea (måne)|Adraste]] og [[Metis (måne)|Metis]]. Materialer som ellers ville falt tilbake til månene, dras inn mot Jupiter av dens sterke gravitasjon. Materialets bane svinger inn mot Jupiter, og nytt materiale tilføres ved nye nedslag.<ref name="Burns1999" group="L"/>

På tilsvarende vis produserer sannsynligvis de to månene [[Thebe (måne)|Thebe]] og [[Amalthea (måne)|Amalthea]] de to hovedkomponentene i den slørete ringen.<ref name="Burns1999" group="L"/>

Det finnes også en steinete ringstreng langs Amaltheas bane som kan bestå av kollisjonsrester fra månen.<ref name="Fieseler2004" group="L"/>