Latmosfera di Giove è la più estesa atmosfera planetaria del sistema solare. È composta principalmente da idrogeno molecolare ed elio - con proporzioni simili alla loro abbondanza nel Sole - con tracce di metano, ammoniaca, acido solfidrico ed acqua; quest'ultima non è stata finora rilevata ma si ritiene che sia presente in profondità. Le abbondanze dell'ossigeno, dell'azoto, dello zolfo e dei gas nobili sono superiori di un fattore tre ai valori misurati nel Sole.
L'atmosfera di Giove manca di un chiaro confine inferiore, ma gradualmente transisce negli strati interni del pianeta. L'atmosfera è suddivisibile in diversi strati, ciascuno caratterizzato da un gradiente di temperatura specifico; dal più basso al più alto, sono: troposfera, stratosfera, termosfera ed esosfera. La troposfera è lo strato più basso e presenta un complicato sistema di nubi e foschie, strati di ammoniaca, idrosolfuro di ammonio ed acqua; le nubi di ammoniaca più alte determinano l'aspetto del pianeta e sono il principale elemento visibile dall'esterno. Tenute insieme da potenti correnti a getto (jet stream), sono organizzate in una dozzina di bande parallele all'equatore; bande scure si alternano a bande più chiare, le prime dette fasce, le seconde zone.
Si distinguono tra loro soprattutto per i moti e le temperature: nelle bande le temperature sono più elevate e i gas hanno un moto discendente verso gli strati bassi dell'atmosfera, mentre le zone presentano temperature più basse con un moto ascensionale dei fluidi. Gli studiosi ritengono che il colore più chiaro delle zone derivi dalla presenza di ghiaccio di ammoniaca, mentre non è ancora chiaro cosa renda le bande più scure. Sebbene siano stati sviluppati due modelli per la struttura delle bande e delle correnti a getto, la loro origine ancora non è compresa. Il primo modello (shallow model, shallow significa poco profondo) prevede che le bande e le correnti a getto siano fenomeni superficiali sovrastanti un interno più stabile. Nel secondo modello (deep model, deep significa profondo), sono manifestazioni superficiali di fenomeni convettivi dell'idrogeno molecolare, che avvengono nel mantello di Giove organizzato in una serie di cilindri coassiali.
L'atmosfera gioviana mostra un ampio spettro di fenomeni attivi: instabilità delle bande, vortici (cicloni ed anticicloni), tempeste e fulmini. I vortici si presentano come grandi macchie (ovali) rosse, bianche o brune. Le più grandi sono la Grande Macchia Rossa (GRS, dall'inglese Great Red Spot) e lOvale BA, informalmente chiamata Piccola Macchia Rossa; entrambe, così come la maggior parte della macchie più grandi, sono anticicloni. Gli anticicloni più piccoli appaiono bianchi. Si pensa che i vortici siano strutture poco profonde, che raggiungono una profondità non superiore a diverse centinaia di chilometri. Posta nell'emisfero meridionale del pianeta, la Grande Macchia Rossa è il vortice più grande conosciuto nel sistema solare.
Su Giove avvengono tempeste potenti, sempre accompagnate da scariche di fulmini. Le tempeste si formano principalmente nelle bande e sono il risultato di moti convettivi dell'aria umida nell'atmosfera, che portano all'evaporazione e condensazione dell'acqua. Sono siti di intense correnti ascensionali che conducono alla formazione di nubi luminose e dense. I fulmini su Giove sono in media molto più potenti che quelli sulla Terra, tuttavia avvengono con minore frequenza e quindi complessivamente il livello medio della potenza luminosa emessa dai fulmini sui due pianeti è confrontabile.
Struttura verticale
L'atmosfera di Giove è suddivisa in quattro strati, che in ordine di altezza sono: la troposfera, stratosfera, la termosfera e l'esosfera. A differenza dell'atmosfera terrestre, Giove manca di una mesosfera. Giove non ha una superficie solida e lo strato atmosferico più basso, la troposfera, gradualmente transisce negli strati interni del pianeta. Ciò accade perché le condizioni di temperatura e pressione sono ben al di sopra del punto critico per l'idrogeno e l'elio, e quindi non c'è un confine netto tra la fase gassosa e la fase liquida., 1999.
Poiché il confine inferiore dell'atmosfera non è ben identificabile, è stato assunto come base della troposfera il livello a cui viene raggiunta una pressione di 10 bar, con una temperatura di circa 340 K e ad una profondità di circa 90 km dallo zero altimetrico, comunemente adottato nella letteratura scientifica in corrispondenza del livello dove è raggiunta la pressione di 1 bar. Allo zero altimetrico corrisponde inoltre quella che viene comunemente indicata come la "superficie" del pianeta, ovvero la sommità visibile delle nubi. Come anche nel caso della Terra, lo strato più alto dell'atmosfera, l'esosfera, non ha un confine superiore ben definito., 2004. La densità gradualmente diminuisce fino alla transizione con il mezzo interplanetario, approssimativamente a 5000 km dalla "superficie"., 2005.
Le variazioni in verticale della temperature nell'atmosfera gioviana presentano un comportamento analogo a quello registrato nell'atmosfera della Terra. La temperatura della troposfera diminuisce linearmente finché non è raggiunta la tropopausa, il confine tra la troposfera e la stratosfera. Su Giove, la tropopausa si verifica approssimativamente a 50 km d'altezza dallo zero altimetrico. Al livello della tropopausa si registrano una temperatura di circa 110 K ed una pressione di 0,1 bar. Nella stratosfera, la temperatura aumenta e raggiunge circa 200 K alla transizione con la termosfera, ad un'altitudine di 320 km e ad una pressione di 1 μbar., 1998. Nella termosfera, la temperatura continua ad aumentare raggiungendo i 1000 K ad un'altitudine di 1000 km, dove si registra una pressione di circa 1 nbar.
La troposfera di Giove presenta una complicata struttura nuvolosa. Le nubi visibili, che si localizzano tra 0,7–1,0 bar di pressione, sono composte principalmente da ghiaccio di ammoniaca. Si ritiene che gli strati nuvolosi sottostanti siano composti invece da idrosolfuro di ammonio e solfuro di ammonio (tra 1,5–3 bar) ed acqua (3–7 bar)., 2005. Non dovrebbero esserci, invece, nubi di metano, poiché le temperature sono troppo alte perché possa condensare. Le nubi di acqua formano lo strato nuvoloso più denso ed hanno l'influenza più forte sulla dinamica dell'atmosfera. Ciò deriva dalla maggiore abbondanza e dalla maggiore entalpia di condensazione dell'acqua rispetto all'ammoniaca e all'acido solfidrico (l'ossigeno è un elemento chimico più abbondante che non l'azoto o lo zolfo)., 2004. Vari strati di foschia, sia nella troposfera (a 0,2 bar) sia nella stratosfera (a 10 mbar), sono presenti sopra lo strato nuvoloso., 2004. Quelli stratosferici si formano dalla condensazione di idrocarburi policiclici aromatici pesanti o di idrazina, generati nell'alta stratosfera (1–100 μbar) dall'interazione della radiazione ultravioletta (UV) solare con il metano., 2005. L'abbondanza del metano nella stratosfera relativa a quella dell'idrogeno molecolare è di circa 10−4, mentre quella di altri idrocarburi leggeri, come etano e acetilene, sempre relativamente a quella dell'idrogeno molecolare, è di circa 10−6.
La termosfera di Giove è caratterizzata da una pressione inferiore ad 1 μbar e manifesta fenomeni come airglow, aurore polari ed emissioni di raggi X., 2004. All'interno di essa sono presenti quegli strati con una maggiore densità di elettroni e ioni che costituiscono la ionosfera del pianeta. Le alte temperature che si registrano nella termosfera (800–1000 K) non sono state ancora pienamente spiegate;, 2004. i modelli esistenti prevedono infatti temperature non superiori ai 400 K. Il riscaldamento aggiuntivo potrebbe derivare da un maggiore assorbimento di radiazione solare altamente energetica (UV o raggi X), dalla precipitazione di particelle cariche della magnetosfera gioviana sul pianeta oppure dalla dissipazione di onde gravitazionali propagantesi dall'interno del pianeta., 2004. La termosfera e l'esosfera gioviane manifestano emissioni di raggi X sia ai poli, sia a basse latitudini, osservate per la prima volta nel 1983 dallEinstein Observatory., 2000. Le particelle magnetiche provenienti dalla magnetosfera gioviana generano aurore luminose intorno ai poli, ma a differenze delle analoghe terrestri, che si manifestano soltanto durante le tempeste magnetiche, le aurore sono fenomeni costanti dell'atmosfera gioviana. La termosfera di Giove è stato il primo posto al di fuori della Terra dove è stato scoperto il catione idrogenonio (H3+). Questo ione è responsabile di forti emissioni nel medio infrarosso, a lunghezze d'onda comprese fra 3 e 5 µm, ed è il principale elemento raffreddante della termosfera.
Composizione chimica Rapporti isotopici su Giove e sul Sole Rapporto Sole Giove 13C/12C 0,11 0,0108 ± 0,0005 15N/14N <2,8 × 10−3 2,3 ± 0,3 × 10−3 (0,08–2,8 bar) 36Ar/38Ar 5,77 ± 0,08 5,6 ± 0,25 20Ne/22Ne 13,81 ± 0,08 13 ± 2 ³He/4He 1,5 ± 0,3 × 10−4 1,66 ± 0,05 × 10−4 D/H 3,0 ± 0,17 × 10−5 2,25 ± 0,35 × 10−5
Abbondanza degli elementi relativaall'idrogeno su Giove e nel SoleElementoSoleGiove/Sole He/H 0,0975 0,807 ± 0,02 Ne/H 1,23 × 10−4 0,10 ± 0,01 Ar/H 3,62 × 10−6 2,5 ± 0,5 Kr/H 1,61 × 10−9 2,7 ± 0,5 Xe/H 1,68 × 10−10 2,6 ± 0,5 C/H 3,62 × 10−4 2,9 ± 0,5 N/H 1,12 × 10−4 3,6 ± 0,5 (8 bar) 3,2 ± 1,4 (9–12 bar) O/H 8,51 × 10−4 0,033 ± 0,015 (12 bar) 0,19–0,58 (19 bar) P/H 3,73 × 10−7 0,82 S/H 1,62 × 10−45 2,5 ± 0,15
La composizione dell'atmosfera gioviana è simile a quella di tutto il pianeta. L'atmosfera di Giove è quella che è stata complessivamente meglio compresa tra quelle dei giganti gassosi, perché è stata osservata direttamente dalla sonda atmosferica della missione Galileo quando penetrò nell'atmosfera del pianeta il 7 dicembre 1995. Altre fonti di informazione sulla composizione dell'atmosfera sono stati lInfrared Space Observatory (ISO), le sonde Galileo e Cassini, 2004. e le osservazioni dalla Terra., 2003.
I due principali costituenti dell'atmosfera di Giove sono l'idrogeno molecolare (H2) e l'elio. L'abbondanza dell'elio è 0,157 ± 0,0036 relativamente all'idrogeno molecolare per numero di molecole e la sua frazione di massa è 0,234 ± 0,005, leggermente inferiore al valore primordiale per il Sistema solare. La ragione di questa "mancanza" non è stata ancora pienamente compresa, ma, essendo più denso dell'idrogeno, la parte di elio mancante potrebbe essere condensata nel nucleo del pianeta., 1999.