Redigerer Jupiter (avsnitt)

=== 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" />