Jupiter [astronomie], in massa en afmetingen de grootste planeet van ons zonnestelsel, echter niet (van de aarde uit gezien) de helderste: Venus overtreft Jupiter in helderheid, terwijl Mars soms ook helderder is.

Jupiter is echter meestal helderder dan Sirius, de helderste ster op het noordelijk halfrond. Bij gemiddelde oppositie is de helderheid -2, 2m. De gemiddelde afstand tot de zon bedraagt 778.400.000 km, variërend van ca. 600.000.000 km tot 1.000.000.000 km. De omlooptijd bedraagt 11,862 aardse jaren, de excentriciteit van de baan is 0,04837 en de helling van de baan ten opzichte van de ecliptica is 1°18¢17². De inclinatiehoek van Jupiters equator ten opzichte van zijn baanvlak is 3°05¢. De omwentelingstijd van Jupiter rond zijn as is zeer snel, 9h50m30s aan de equator en 9h55m40s aan de polen, ook wel genoemd de rotatieperiode in resp. systeem I en II. Deze snelle rotatie heeft een sterke afplatting (6,5%) aan de polen veroorzaakt: de equatoriale diameter van Jupiter is 142!200 km of 11,2 × die van de aarde en de polaire diameter is 133.540 km. De schijnbare diameter van Jupiter varieert tussen 30²,5 bij conjunctie en 49²,8 bij oppositie. Jupiters massa is 1,9 × 1027 kg, hetgeen 317,8 × die van de aarde is. Met behulp van Jupiters afmetingen kan hieruit zijn dichtheid (1,33 g/cm3) bepaald worden, hetgeen slechts weinig meer is dan die van water. Dit impliceert dat hij vnl. uit vloeistof en gas bestaat.Mercurius beweegt zich in zijn baan veel sneller voort dan de andere planeten. De gemiddelde snelheid van Mercurius is meer dan 170.000 km/uur. Dat is anderhalf keer zo snel als de Aarde.

1. Uitgezonden straling
Het is bekend dat de straling die door planeten en manen uitgezonden wordt, uit gereflecteerd zonlicht bestaat. Jupiter blijkt echter tweemaal zoveel straling uit te zenden als hij van de zon ontvangt. De temperatuur van zijn oppervlak zou op die grote afstand 107 K moeten bedragen, maar blijkt 127 K te zijn. Dit duidt op de aanwezigheid van een interne energiebron, die vrijwel zeker van gravitationele aard zal zijn. Vergelijkt men de evolutie van Jupiter met die van een ster, dan ziet men dat in de contractiefase de temperatuur in de kern oploopt tot 50.000 K. Was deze temperatuur tienmaal hoger geweest (bijv. doordat er tienmaal zoveel massa bij de contractiefase betrokken zou zijn geweest), dan zouden er kernreacties zijn begonnen en zou Jupiter de tweede zon in ons zonnestelsel zijn geweest. Bij contractie daarna van de buitenste delen van de planeet koelt deze weer af, zoals in de afkoelingsfase van witte dwergen. Het kan zijn dat Jupiter nog steeds in deze afkoelingsfase verkeert en snel genoeg contraheert om de extra hoeveelheid uitgezonden straling te verklaren. Een andere mogelijkheid is dat dit stralingsexces te danken is aan verlies van interne energie, ontstaan bij een snelle contractie in het verleden.

2. Chemische samenstelling en structuur
Om iets over het inwendige van Jupiter te kunnen zeggen, heeft men getracht een model op te stellen dat zo goed mogelijk voldoet aan de waargenomen gegevens als de grootte, vorm en dichtheid van de planeet, de vorm en intensiteit van het zwaartekrachtveld, de aanwezigheid van het sterke magneetveld dat Jupiter omringt en het feit dat de planeet meer straling uitzendt dan zij van de zon ontvangt. De eenvoudigste manier om de chemische samenstelling van de planeet te bepalen, is aan te nemen dat de zon en planeten alle uit een grote gaswolk, de oernevel, zijn ontstaan. Alle planeten zullen dan, wat hun samenstelling betreft, op de zon lijken. De tijd die de lichtere elementen als waterstof en helium nodig hebben om zich aan de aantrekkingskracht van de kleinere planeten te onttrekken, is slechts een fractie van de tijd die ons zonnestelsel oud is; bij Jupiter is deze tijd juist vele malen langer. Vandaar dat algemeen wordt aangenomen dat de chemische samenstelling van Jupiter ook nu nog op die van de zon zal lijken. Inderdaad zijn gassen als bijv. waterstof (H), helium (He), stikstof (in de verbinding van ammoniak, NH3) en koolstof (als methaan, CH4) gedetecteerd in de atmosfeer in verhoudingen die ook ruwweg bij de zon worden gezien (82% H, 17% He, 1% andere elementen).
2.1 Vloeistofbewegingen
De hoge temperatuur in de kern (20.000 K) zorgt ervoor dat de aanwezige elementen veeleer in vloeibare toestand dan als vaste stof aanwezig zullen zijn. Bovendien is de druk daar zo hoog dat waterstof zich in een metallisch vloeibare fase zal bevinden, zodat hier zowel vloeistofbewegingen als elektrische stromen voor zullen komen, de twee voorwaarden die nodig zijn om het magneetveld dat Jupiter omringt in stand te houden door het principe van de zichzelf bekrachtigende dynamo (waarmee ook het aardse magneetveld wordt verklaard, zie aardmagnetisme). Onder aanname dat de planeet in hydrostatisch evenwicht is, heeft men met behulp van de toestandsvergelijkingen voor waterstof en helium het volgende model voor Jupiter opgesteld: een vrij kleine kern in het centrum (bestaande uit SiO2, MgO), dan tot op 46!000 km van het centrum een laag vloeibaar metallisch waterstof, een 24!000 km dikke laag vloeibaar waterstof (gemengd met helium) en ten slotte de ca. 1000 km dikke atmosfeer. De daalcapsule van de Amerikaanse ruimtesonde Galileo daalde op 7 december 1995 in deze atmosfeer door en verrichtte ongeveer een uurlang metingen.

3. De atmosfeer met de Rode Vlek
De dikke wolkenlaag in de atmosfeer is het gedeelte van Jupiter dat men ziet als men met een eenvoudige telescoop naar de planeet kijkt. De donkere en lichte banden, evenwijdig aan de evenaar, zijn dan duidelijk zichtbaar, evenals de Grote Rode Vlek in een van de zuidelijke tropische zones. De ruimtevaartuigen Voyager 1 en 2 hebben deze wolkenlagen en bewegingen hierin zeer nauwkeurig bestudeerd. Behalve een scheiding in wolkenlagen zijn er veel andere details op de foto's te zien als witte en bruine vlekjes, golfpatronen op de scheidingslagen, ‘pluimen’ in het equatoriale gebied. De witte wolkenlagen en vlekken liggen hoog in de atmosfeer en bestaan uit opstijgende gassen, de donkere lagen, de bruine vlekken in de polaire streken en blauwgrijze gebieden in het equatoriale gebied liggen dieper in de atmosfeer; het gas zakt hier naar beneden. De hoogten van de verschillende gebieden zijn bepaald uit vergelijking met opnamen in het infrarode (5 micrometer) gebied, gemaakt vanaf de aarde. Hieruit bleek ook dat de Rode Vlek een flink stuk boven de atmosfeer uitsteekt. De witte vlekken en de Grote Rode Vlek zijn meteorologisch gezien gelijk. Zij vertonen eenzelfde draaikolkachtige anticyclonale beweging, een opeenhoping van materiaal aan de westzijde en hebben interacties met kleinere witte vlekken. Het enige verschil is dat de Rode Vlek veel groter is (22!000 bij 11!000 km ten tijde van de Voyager-ontmoetingen), een heel stuk boven het wolkendek uitsteekt en al zeer lang bestaat: in 1665 werd hij reeds door Cassini gezien. In de loop der jaren is zowel zijn intensiteit als zijn grootte veranderd; gedurende enkele jaren is hij zelfs helemaal niet gezien. Al deze vlekken zijn te vergelijken met een soort stormsystemen: materiaal stijgt al wervelende op uit de diepere lagen van de atmosfeer. De materie in de Rode Vlek komt waarschijnlijk uit de nog diepere lagen van de atmosfeer of wordt door een heel ander mechanisme veroorzaakt.
3.1 Wolkenlagen
De kleuren van de verschillende wolkenlagen moeten verklaard kunnen worden op grond van de chemische samenstelling van de atmosfeer. In het algemeen wordt de atmosfeer gedacht uit twee of drie verschillende lagen te bestaan: bovenin een laag ammoniakkristallen van ca. 150 K, dan misschien een dunne laag ammoniumhydrosulfide van ca. 200 K, 25 km beneden de eerstgenoemde laag, en ten slotte ijskristallen en beneden ca. 270 K water waarin ammoniak is opgelost. De zones en witte vlekken liggen zo hoog in de atmosfeer dat ze wit gekleurd worden door de ammoniakkristallen. De gordels en donkerder gedeelten liggen dieper en hebben een temperatuur die boven het smeltpunt van ammoniak ligt; hun donkere kleur kan veroorzaakt zijn door dissociatie van H2S of ammoniumhydrosulfide onder invloed van ultraviolet zonlicht. De rode kleur van de Rode Vlek wordt in het algemeen toegeschreven aan rode fosfor, die in zeer geringe hoeveelheden boven de wolkentoppen uit PH3 gevormd zou worden onder invloed van ditzelfde zonlicht.

4. Radiostraling en magneetveld
In 1955 werd voor het eerst radiostraling van de planeet gedetecteerd met een golflengte van 13, 6 m (de zgn. decameterstraling). De straling was erg onregelmatig van karakter. Tegenwoordig is bekend dat deze straling beperkt is tot golflengten langer dan ca. 7,5 m of tot frequenties korter dan 40 MHz en dat het optreden van deze zgn. bursts afhangt van de plaats van de maan Io in haar baan. De radiogolven worden waarschijnlijk opgewekt door elektrische ontladingen boven in de atmosfeer en ionosfeer. Door de beide Voyager-ruimtevaartuigen is de straling waargenomen in het hele frequentiegebied 1–40 MHz; straling met frequenties kleiner dan 20–25 MHz wordt door de aardse ionosfeer zodanig beïnvloed dat deze nooit vanaf de aarde waargenomen werd. Deze ruimtevaartuigen hebben ook kilometerstraling (1–10 kHz) waargenomen, die waarschijnlijk in een gebiedje rondom Io wordt opgewekt.
In mei 1956 werd Jupiter voor het eerst waargenomen op een golflengte van ongeveer 3 cm. De bijbehorende zwart-lichaamtemperatuur bleek ca. 140 K te zijn. Vier jaar later werd een temperatuur van ca. 650 K gevonden op een golflengte van 10 cm en zelfs 70.000 K bij 70 cm. Deze enorm hoge temperaturen hebben geleid tot de veronderstelling dat op golflengten korter dan ongeveer 6 cm vnl. thermische straling van de planeet ontvangen wordt en dat op langere golflengten (niet-thermische) synchrotronstraling overheerst. Deze is afkomstig van relativistische elektronen, die zich in een stralingsgordel rond de planeet bevinden met een afmeting ongeveer driemaal de straal van de planeet zelf (vergelijkbaar met de stralingsgordels bij de aarde.
4.1 Dipoolveld
Aan de hand van deze waarnemingen is afgeleid dat Jupiters magneetveld op dat van een dipool lijkt, waarvan de as naar het noorden gericht is en een hoek van 10° met de rotatieas maakt. De sterkte van ca. 10 gauss aan het oppervlak is uit de decameterstraling bepaald. De meeste stralende elektronen zouden zich in het magnetische equatorvlak bevinden. Deze gegevens zijn door de ruimtevaartuigen Pioneer 10 en 11 bevestigd. Uit deze metingen bleek Jupiters magneetveld geen mooi symmetrisch dipoolveld te zijn, maar er werd een veel betere aanpassing aan de waarnemingen verkregen met quadrupool- en octupoolbijdragen van resp. 20–24% en 15–20% (bij de aarde is dit resp. 13% en 9%).
4.1.1 Synchrotronstraling
Eind 1977 is aan de hand van radiowaarnemingen, gedaan met de Westerbork-telescoop in Nederland, de synchrotronstraling van de planeet zeer nauwkeurig in beeld gebracht. Ook hieruit blijkt duidelijk het multipole karakter van Jupiters veld. In eerste benadering komen de gegevens overeen met de magnetische veldmodellen zoals die uit de Pioneer-waarnemingen zijn afgeleid. Verder blijkt er een gebied in de stralingsgordels te zijn waar de straling relatief hoog is. Een verklaring hiervoor is nog niet gevonden. Zowel uit de decameter- als uit de decimeterstraling blijkt de rotatieperiode van het magneetveld anders te zijn dan die van Jupiter zelf, nl. 9h55m29s,71. Deze wordt aangeduid met de rotatieperiode systeem III 1965.0.
4.2 Boegschok
Door de vier ruimtevaartuigen Pioneer 10 en 11, Voyager 1 en 2 zijn uitgebreid waarnemingen in Jupiters magneetveld verricht. Zoals ook de aarde (zie aardmagnetisme) heeft Jupiter een boegschok aan de zonzijde, die ontstaat door de interactie van de zonnewind met het magneetveld. De zonnewind wordt plotseling afgeremd en rond het veld gebogen; dit zgn. overgangsgebied wordt de magneto- ‘sheath’ genoemd en is zeer duidelijk van Jupiters veld afgesloten door een grens, de magnetopauze, op een afstand van 50 à 100 Jupiterstralen van de planeet. Aangezien deze grens daar ligt waar de druk van de zonnewind precies gelijk is aan die van het magneetveld, varieert deze grens met de sterkte van de zonnewind. In het magneetveld kan men een paar gebieden onderscheiden: een binnenste gedeelte tot op ca. 10 Rj (1 Rj = 1 Jupiterstraal), waar het veld ruwweg door een dipoolveld benaderd kan worden. Alle deeltjesbewegingen worden vnl. door dit veld bepaald. Tussen 10 en 30 Rj is het veld wat meer radieel naar buiten gericht. De ruimtevaartuigen troffen hier geladen deeltjes aan die duidelijk op en neer langs de veldlijnen spiraliseerden, in tegenstelling tot het binnenste gebied waar de deeltjes vnl. in het magnetische equatorvlak werden gevonden. Op grotere afstand van de planeet is het veld steeds sterker radieel naar buiten gericht; in de staart lopen de veldlijnen praktisch evenwijdig aan de zonnewindrichting. Hoog energetische deeltjes (1–30 MeV) blijken langs de veldlijnen naar buiten te stromen; in de buurt van de aarde zijn dergelijke deeltjesstromen al gedurende enkele jaren waargenomen met een periode van dertien maanden, juist wanneer de interplanetaire veldlijnen de aarde en Jupiter verbinden.

5. De manen en de ring
Jupiter telt 16 manen. Na de ontdekking in 1610 door Galilei van de vier zgn. Galileïsche manen Io, Europa, Ganymedes en Callisto zijn er nog bij ontdekt, evenals een soort stofring die Jupiter op een afstand van 1,8 Rj omgeeft. Deze ring is niet meer dan 30 km dik en bestaat uit een 800 km breed helder segment, waarbinnen een ca. 2500 km breed iets zwakker segment. Het materiaal zelf strekt zich waarschijnlijk tot op de planeet zelf uit. De individuele deeltjes zijn enkele micrometers groot. Aan de buitenkant van de ring draait een maantje rond in 7h8m met een afmeting kleiner dan zo’n 40 km. Dit maantje veroorzaakt waarschijnlijk het scherp naar buiten toe begrensd zijn van de ring. In 1985 werd echter ontdekt dat zich buiten deze hoofdring nog een veel zwakkere buitenring bevindt, die zich uitstrekt tot voorbij de baan van Amalthea. De ring is waarschijnlijk niet gelijktijdig met Jupiter gevormd (zoals misschien de ringen van Saturnus; zie Saturnus [astronomie]), maar verkeert in een evenwichtstoestand tussen een voortdurend verlies van materie naar Jupiter toe en aanvoer van nieuw materiaal van buiten af (brokstukken van kometen, meteorieten, materie afgeslagen van Jupiters manen of uit Io's vulkanische uitbarstingen).
5.1 Amalthea
Op 2, 55 Rj afstand van Jupiters centrum bevindt zich Amalthea, ontdekt door Edward Emerson Barnard in 1892. Aangezien deze maan als vijfde ontdekt werd, wordt hij ook wel J V genoemd. De vier Galileïsche manen worden resp. J I-J IV genoemd en het maantje net buiten de ring J XIV (zijn officiële naam is 1979-J I). De nummering van de manen komt dus niet overeen met toenemende afstand tot Jupiter. Amalthea is een langwerpige donkerrode maan, 270 km lang, 170 km breed, 155 km hoog. Zijn lange as wijst naar Jupiter. Zijn onregelmatige vorm kan veroorzaakt zijn door inslagkraters.
5.2 Io
De eerste Galileïsche maan, bevindt zich op 6 Rj afstand. Deze maan is, evenals de drie overige Galileïsche manen, duidelijk zichtbaar met een kleine telescoop. Io lijkt qua kleur en uiterlijk op een pokdalige sinaasappel. De kraters op het oppervlak zijn geen inslagkraters, maar zijn gevormd door vulkanische uitbarstingen. Door de Voyager-ruimtevaartuigen zijn acht vulkanische uitbarstingen gezien, ieder met pluimen van 100 à 200 km hoog. De individuele deeltjes in deze pluimen zijn enkele micrometers groot en bestaan vnl. uit zwavel en zwavelverbindingen (H2S, SO2). Op grotere hoogten kristalliseert het zwavel uit en ‘sneeuwt’ terug naar Io's oppervlak, waardoor lichte ringvormige structuren rond de kraters ontstaan. Ook stromingen van lava, vermoedelijk gesmolten zwavel, uit een vulkanische caldeira zijn waargenomen. Het vulkanisme ontstaat door de warmte die wordt opgewekt doordat Io voortdurend in verschillende richtingen wordt uitgerekt als gevolg van getijdewerking. In 1989 werd vanaf de aarde een negende werkende vulkaan op Io ontdekt.
5.3 Europa
Europa bestaat vnl. uit een silicaatkern en een korst van ijs, waarschijnlijk variërend in dikte tussen 10-50 km. Europa zit vol 'barsten', lange donkere lijnen van ongeveer 10 km breed, en richels, enkele honderden meters diep en hoog. De barsten zijn waarschijnlijk veroorzaakt door uitzetting van de korst, waarna ze opgevuld zijn met het onder het ijs liggende donkerder materiaal.
5.4 Ganymedes en Callisto
Ganymedes en Callisto bestaan uit een mengsel van steen en ijs, en hun oppervlakken vertonen zeer veel inslagkraters, m.n. dat van Callisto. Op beide manen is een groot concentrisch ringenstelsel gevonden, waarbij het centrale deel ontbreekt, evenals de heldere stralenstructuur die zo kenmerkend voor inslagkraters is. Dit is één van de factoren die erop duiden dat beide manen een vrij zachte ijskorst hebben gehad in hun eerste ontwikkelingsfase.
De theorie van de baanbewegingen van de manen, met inbegrip van hun onderlinge storingen, is zeer ingewikkeld. De banen van de vier Galileïsche satellieten hebben een zeer geringe helling ten opzichte van die van Jupiter. Behalve Callisto worden ze bij iedere omloop verduisterd en bij conjunctie kan men de schaduw van de manen op de planeet zien. De waarnemingen van de eclipsen werden gebruikt om de elementen van de banen en de diameters van de satellieten te bepalen. Reeds in 1675 ontdekte de Deense astronoom Olaus Christensen Rømer uit een periodieke variatie van de tijdstippen van de eclipsen dat het licht zich met een eindige snelheid voortplant; hij vond dat het licht de diameter van de aardbaan aflegt in 161 min.
5.5 Deeltjesabsorptie
De manen in het binnenste gedeelte van Jupiters magnetosfeer en de ring die de planeet omgeeft, absorberen alle deeltjes (hoog- en laagenergetische protonen en elektronen) die in Jupiters veld bewegen, waarnaast Io ook laagenergetische deeltjes injecteert. Deze deeltjes vormen een enorme, zeer ijle wolk rond Jupiter. In feite werd uit dergelijke absorptieverschijnselen, gemeten door de Pioneer 11 op een afstand van 1,8 Rj van Jupiters centrum, de aanwezigheid van Jupiters ring voorspeld, enkele jaren vóórdat de Voyagers hem 'ontdekten'. Door de absorptieverschijnselen bij Amalthea en de ring wordt de radiostraling die uit Jupiters stralingsgordels ontvangen wordt, in twee gedeelten gesplitst: een vrij brede structuur waarop gesuperponeerd twee scherpe pieken binnen de ringsafstand aan weerszijden van de planeetschijf.