Jupiters atmosfære er den største planetariske atmosfæren i solsystemet. Den består hovedsakelig av molekylært hydrogen og helium i solare proporsjoner, mens metan, etan, ammoniakk, hydrogensulfid og vann finnes i små mengder. Vannet er antatt å ligge dypt i atmosfæren. Forekomsten av oksygen, nitrogen, svovel og edelgasser overgår solverdiene med en faktor på rundt tre.
Atmosfæren mangler en klar nedre grense og har gradvise overganger mot det flytende indre av planeten. Nivået for 10 bars trykk (90 km under «overflaten» med 1 bar trykk) regnes i denne artikkelen som atmosfærens nedre grense. Fra nederst til øverst består den av lag som tilsvarer Jordens troposfære, stratosfære, termosfære og eksosfære. Hvert lag har karakteristiske temperaturgradienter.
Troposfærens skyer og tåker består av lag med ammoniakk, ammoniumhydrosulfid og vann. De øvre ammoniakkskyene er delt inn i et dusin sonale striper parallelt med ekvator og er avgrenset av kraftige sonale strømmer (vind) i atmosfæren kjent som jetstrømmer. Stripene varierer i farge: De mørke stripene kalles belter mens de lyse kalles soner. Sonene er kaldere enn beltene og stammer fra oppstrømmende luft mens beltene markerer synkende luft. Den lysere fargen i sonene antas å komme av ammoniakkis, men hva som gir beltene den mørkere fargen er usikkert. Grunne modeller hevder at stripene og jetstrømmene er overflatefenomener som ligger over et stabilt indre. Dype modeller hevder at stripene er overflateutslag fra dype sirkulasjoner i Jupiters mantel av molekylært hydrogen som er organisert i en rekke sylindre.
Atmosfæren har mange aktive fenomener, som ustabiliteter i stripene, virvler (sykloner og antisykloner), stormer og lyn. Virvlene fremstår som store røde, hvite eller brune flekker (ovaler). De to største er den store røde flekken og Oval BA. Begge er mursteinsrøde og oransjefargede.
Kjernen, mantelen og atmosfæren Astrofysikere bruker ulike definisjoner på hva som er «Jupiters atmosfære». La oss derfor først rekapitulere litt, og beskrive hovedinnholdet av Jupiters struktur fra innerst til ytterst. Dette er nødvendig for å unngå en del misforståelser om hvordan ordet «atmosfære» brukes i denne artikkelen. right|thumb|Jupiters indre, med en steinete planetkjerne og et dypt lag med metallisk hydrogen (som tilsvarer Jordens mantel) over. Det grønne området er molekylært hydrogen, mens det gule området ytterst er atmosfæren. Under atmosfæren består Jupiter av en planetkjerne og en analogi til jordens mantel. Kjernen opptar mellom 30 og 50 % av planetens radius, og inneholder tunge grunnstoffer med en masse på 7–25 ganger jordens. Mantelen omkring kjernen består av flytende metallisk hydrogen og noe helium. Den strekker seg til 78 % av planetens radius. Deretter følger et ytre lag overveiende av molekylært hydrogen.
Data fra romsonden Juno tydet på at Jupiter har en diffus kjerne; hvilket vil si en blanding av stein og flytende metallisk hydrogen. Denne diffuse kjernen blander seg med mantelen. Blandingsprosessen kan ha vært forårsaket av en kollisjon med en planet på omkring ti jordmasser noen få millioner år etter Jupiters dannelse. Kollisjonen kan ha forstyrret den opprinnelig Jupiterkjernen som antas å ha vært fast.
Trykket i kjernen er omkring 40 megabar/ gigapascal, og temperaturen ligger på kelvin. Til sammenligning dannes diamanter ved 10 gigapascal. Mantelen strekker seg i et område som har mellom 2 og 40 megabar trykk. Deretter følger et heliumfattig lag med molekylært hydrogen fra 2 megabar til bar. Noen ganger kalles dette for «den ytre mantelen». Området fra 600 til km under skydekket (- bar) er sannsynligvis radioaktivt. Området fra 100 til 600 km under skydekket (12- bar) er den konvektive sone. Ved 10 bar trykk (90 km under skydekket) begynner den nedre grensen for troposfæren og resten av atmosfæren.
Den franske astrofysikeren Tristan Guillot (f. 1970) skrev i 1999 at atmosfæren strekker seg 3 000 km under skydekket. Han gjentok dette i 2018. Han definerer atmosfærens begynnelse som km under den radioaktive sonen og inn i den ytre mantelen. Det som denne artikkelen omtaler som atmosfære, betegner han som «det meterologiske lag».
Atmosfærens vertikale struktur
Jupiters atmosfære er den største planetariske atmosfæren i solsystemet. Den er inndelt i fire lag som i stigende høyde tilsvarer jordens troposfære, stratosfære, termosfære og eksosfære. Jupiter mangler noe som tilsvarer mesosfæren i jordens atmosfære.
Jupiter har ingen fast overflate, og troposfæren har en glidende overgang inn til planetens flytende indre. Temperaturene og trykkene ligger godt over det kritiske punktet for hydrogen og helium, slik at der ikke er noen klar grense mellom gass- og væskefase. Hydrogen blir en superkritisk væske ved trykk rundt 12 bar. Nivået for et trykk på 10 bar, en høyde på rundt 90 km under nivået for 1 bar trykk, blir vanligvis brukt som utgangspunkt for å angi det laveste nivået til troposfæren. I vitenskapelig litteratur blir nivået for 1 bar trykk vanligvis valgt som et nullpunkt for høyde – en «overflate» for Jupiter. Eksosfæren har ingen godt definert øvre grense, men tettheten avtar gradvis før den smidig går over til interplanetarisk materie omtrent km over «overflaten».
thumb|Vertikalstrukturer i Jupiters atmosfære. Trykket faller sammen med høyden. Atmosfæresonden til Galileo sluttet overføringen på en dybde av 132 km under «overflaten» med 1 bar trykk.
Vertikale temperaturforandringer tilsvarer de som er i jordens atmosfære. Temperaturen i troposfæren synker når høyden blir større, helt til den når et minimum i tropopausen som er grensen mellom troposfæren og stratosfæren. Tropopausen er omtrent 50 km over de synlige skyene (eller nivået for 1 bar) hvor trykket og temperaturen er rundt 0,1 bar og 110 kelvin. I stratosfæren stiger temperaturen til rundt 200 K ved overgangen til termosfæren i en høyde av omtrent 320 km og 1 μbar. I termosfæren fortsetter temperaturen å stige til den når K i en høyde av omtrent km hvor trykket er rundt 1 nbar.
Jupiters troposfære inneholder en komplisert skystruktur. De øvre skyene som ligger i trykkområdet 0,6–0,9 bar består av is av ammoniakk. Under disse skyene av ammoniakkis antas det at det finnes skyer av ammoniumhydrosulfid eller ammoniumsulfid (mellom 1–2 bar) og vann (3–7 bar). Skyer av metan finnes ikke siden temperaturen er for høy til at det kan kondensere. De vannholdige skyene danner det tetteste skylaget og har den sterkeste påvirkningen på atmosfærens dynamikk. Dette er et resultat av høyere fordampningsvarme for vann og høyere vannforekomst i forhold til ammoniakk og hydrogensulfid (det er mer av oksygen enn både nitrogen og svovel). Over hovedskylagene ligger ulike troposfæriske og stratosfæriske dislag ved henholdsvis 200–500 mbar og 10–100 mbar. Sistnevnte består av tunge polyaromatiserte hydrokarboner eller hydrazin som er generert fra metan i den øvre stratosfæren (1–100 μbar) under påvirkning av solens ultrafiolette stråling (UV).
Mengdeforholdet av metan og etan/acetylen i stratosfæren i forhold til molekylært hydrogen er henholdsvis 10−4 og 10−6.
Termosfærens trykk er lavere enn 1 μbar og fremviser fenomener som natthimmellys, polarlys og utslipp av røntgenstråling. Dens lag med økende tetthet av elektroner og ioner danner ionosfæren.
Liksom jorden har også Jupiter aurora polaris. Noen få lysglimt ble i 2005 oppdaget ved polene. Mikrobølgeradiometeret til romsonden Juno oppdaget mange flere polarlys i 2018.
De høye temperaturene i termosfæren (800– K) er ikke fullt ut forstått; eksisterende modeller tilsier en maksimal temperatur på 400 K. Varmen kan skyldes at ultrafiolett stråling, røntgen eller gammastråling fra solen varmer opp ladde partikler fra magnetosfæren. Den kan også skyldes at tyngdebølger forplanter seg oppover fra stratosfæren.
Termosfæren og eksosfæren ved polene og ved lavere breddegrader avgir røntgenstråling. Dette ble observert av Einstein-observatoriet i 1983. Energipartikler fra Jupiters magnetosfære skaper lyse ovaler av polarlys som omkranser polene. Mens de terrestriske analogene bare vises under magnetiske stormer, er polarlys permanente formasjoner i Jupiters atmosfære.
Termosfæren på Jupiter var det første stedet utenfor jorden hvor trihydrogenion () ble oppdaget. Dette ionet utstråler sterkt i den midterste infrarøde delen av spektret med bølgelengder mellom 3 og 5 μm; dette er den viktigste kjølemekanismen i termosfæren.
Kjemisk sammensetning Forekomst av grunnstoffer relativt til hydrogeni Jupiter og solenGrunnstoffSolenJupiter/solen He/H 0,0975 0,807 ± 0,02 Ne/H 1,23 0,10 ± 0,01 Ar/H 3,62 2,5 ± 0,5 Kr/H 1,61 2,7 ± 0,5 Xe/H 1,68 2,6 ± 0,5 C/H 3,62 2,9 ± 0,5 N/H 1,12 3,6 ± 0,5 (8 bar) 3,2 ± 1,4 (9–12 bar) O/H 8,51 0,033 ± 0,015 (12 bar) 0,19–0,58 (19 bar) P/H 3,73 0,82 S/H 1,62 2,5 ± 0,15 Isotopforekomst på Jupiter og solen Forhold Solen Jupiter 13C/12C 0,011 0,0108 ± 0,0005 15N/14N <2,8 2,3 ± 0,3 (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 1,66 ± 0,05 D(2H)/1H 3,0 ± 0,17 2,25 ± 0,35 Sammensetningen av atmosfæren ligner sammensetningen til planeten som helhet. Den er den atmosfæren som er mest helhetlig forstått blant alle gasskjempene. Den ble observert direkte av atmosfæresonden til Galileo som gikk inn i den jovianske atmosfæren 7. desember 1995. Andre kilder til informasjon har vært Infrared Space Observatory (ISO), banesonden Cassini og jordbaserte observasjoner.
Atmosfæren består overveiende av molekylært hydrogen (89,8±2,0 %) () og helium (10,2±2,0). Forekomsten av helium er i forhold til hydrogen etter antall molekyler og massebrøken er , som er litt lavere enn solsystemets opprinnelige verdi. Grunnen til denne lave mengden er lite forstått, men noe av heliumet kan ha kondensert inn i kjernen. Denne kondensasjonen er mest sannsynlig i form av helium-regn: Ettersom hydrogen blir metallisk i dybder på mer enn 10 000 km, skiller helium seg fra det i flytende form, og synker nedover gjennom mantelen. Dette forklarer sjeldenheten til neon, som lett oppløses i flytende helium og også vil bli transportert til kjernen.
Atmosfæren inneholder også vann, metan (), hydrogensulfid (), ammoniakk () og fosfin (). Disse stoffene er fraværende under 10 bar. Det betyr at atmosfæren inneholder grunnstoffene karbon, nitrogen, svovel og muligens oksygen med en faktor på 2–4 relativt til solen. Ulike forklaringer på forekomsten av karbon, nitrogen og andre grunnstoffer har blitt foreslått. Den førende forklaringen er at Jupiter fanget isete planetesimaler i de senere stadiene av akkresjonen. Forekomsten av karbonisotopene 13C og 12C er 0,0108 ± 0,0005 mot 0,011 på solen.
Galileo mislyktes med å måle dybden av oksygenforekomsten i atmosfæren, fordi vannkonsentrasjonen økte nedover mot trykknivået 22 bar og da sluttet romsonden å fungere. Den målte forekomsten av oksygen er mye lavere enn verdiene på solen. Ettersom vanninnholdet øker med dybden, er det likevel sannsynlig at forekomsten av oksygen i dypet overstiger verdien for solen med en faktor på rundt 3.