Прагляд зыходнага тэксту старонкі Юпітэр (планета)

{{Іншыя значэнні|Юпітэр}}
{{Планета
 |тып                           = планета
 |назва                         = Юпітэр [[File:Jupiter symbol (bold).svg|24px|♃]]
 |сімвал                        = Jupiter symbol.svg
 |выява                         = Jupiter gany.jpg
 |шырыня                        = 250px
 |подпіс                        = Юпітэр і яго найбольшы спадарожнік Ганімед, здымак «[[КА Вояджэр-1]]» 24.1.1979
 |выява2                        = 
 |шырыня2                       = 
 |подпіс2                       = 
 |іншыя назвы                   =

 |адкрыццё-ref                  = 
 |першаадкрывальнік             = 
 |месца адкрыцця                = 
 |дата адкрыцця                 = 
 |спосаб адкрыцця               =

 |арбіта-ref                    = 
 |эпоха                         = 
 |перыгелій                     = 740&nbsp;520&nbsp;000 км<br />(4,949066 а.&nbsp;а.)<ref name="jupiter-info" />
 |афелій                        = 816&nbsp;620&nbsp;000 км<br />(5,457659 а.&nbsp;а.)<ref name="jupiter-info">{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html|title=Jupiter Fact Sheet|author=Dr. David R. Williams|date=2007|publisher=NASA|lang=en|access-date=2010-10-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20111204072622/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html|archive-date=4 снежня 2011}}</ref>
 |перыастр                      = 
 |апаастр                       = 
 |апсіда                        = 
 |перыапсіда                    = 
 |апаапсіда                     = 
 |вялікая паўвось               = 778&nbsp;570&nbsp;000 км<br />(5,203363 а.&nbsp;а.)<ref name="nasa-jupiter">{{cite web|url=http://www.nasa.gov/worldbook/jupiter_worldbook.html|title=Jupiter — NASA|description=Юпітэр на сайце НАСА|lang=en|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCbDy7A?url=http://www.nasa.gov/topics/nasalife/features/worldbook.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=dead}}</ref>
 |радыус арбіты                 = 
 |эксцэнтрысітэт                = 0,0489<ref name="jupiter-info" />
 |сідэрычны перыяд              = 4332,589 дзён (11,86 гадоў)<ref name="jupiter-info" />
 |сінадычны перыяд              = 398,88 дзён<ref name="jupiter-info" />
 |арбітальная хуткасць          = 13,07 км/с (сярэдняя)<ref name="jupiter-info" />
 |анамалія                      = 
 |нахіл                         = 1,03° (адносна экліптыкі)<br />6,09° (адносна сонечнага экватара)
 |вуглавое перамяшчэнне         = 
 |даўгата ўзыходнага вузла      = 100,55615°<ref name="jupiter-info" />
 |даўгата перыастра             = 
 |час перыастра                 = 
 |аргумент перыцэнтра           = 275,66°
 |палавінная амплітуда          = 
 |чый спадарожнік               = 
 |спадарожнікі                  = 65

 |фізічныя характарыстыкі-ref   = 
 |памеры                        = 
 |сціск                         = 0,06487<ref name="jupiter-info" />
 |экватарыяльны радыус          = 71&nbsp;492 ± 4 км<ref name="jupiter-info" />
 |палярны радыус                = 66&nbsp;854 ± 10 км<ref name="jupiter-info" />
 |сярэдні радыус                = 
 |акружнасць вялікага круга     = 
 |плошча паверхні               = 6,21796{{e|10}} км²
 |аб'ём                         = 1,43128{{e|15}} км³
 |маса                          = 1,8986{{e|27}} кг
 |шчыльнасць                    = 1,326 г/см³<ref name="jupiter-info" />
 |паскарэнне свабоднага падзення= 24,79 м/с²
 |першая касмічная хуткасць     = 
 |другая касмічная хуткасць     = 59,5 км/с<ref name="jupiter-info" />
 |хуткасць вярчэння             = 12,6 км/с або 45&nbsp;300 км/гадз
 |перыяд вярчэння               = 9,925 гадзін <ref name="jupiter-info" />
 |нахіл восі                    = 3,13°
 |прамое ўзыходжанне            = 17 гадзін 52 хвіліны 14 секунд<br />268,057°
 |схіленне                      = 64,496°
 |палярная нябесная шырата      = 
 |палярная нябесная даўгата     = 
 |альбеда                       = 0,343 ([[Альбеда Бонда|Бонд]])<ref name="jupiter-info" /><br />0,52 ([[Геаметрычнае альбеда|геам. альбеда]])<ref name="jupiter-info" />
 |спектральны клас              = 
 |бачная зорная велічыня        = 
 |абсалютная зорная велічыня    = 
 |вуглавы дыяметр               =

 |тэмпература на паверхні       = 
 |тэмпература 1 імя             = 
 |тэмпература 1 мінімум         = 
 |тэмпература 1 сярэдняя        = 
 |тэмпература 1 максімум        = 
 |тэмпература 2 імя             = 
 |тэмпература 2 мінімум         = 
 |тэмпература 2 сярэдняя        = 
 |тэмпература 2 максімум        =

 |атмасфера-ref                 = 
 |атмасферны ціск               = 
 |шкала вышыні                  = 27 км
 |склад атмасферы               = <table class="transparent">
<tr><td>
89,8±2,0 %</td><td>[[Вадарод]] (H<sub>2</sub>)
</td></tr><tr><td>
10,2±2,0 %</td><td>[[Гелій]]
</td></tr><tr><td>
~0,3 %</td><td>[[Метан]] (CH<sub>4</sub>)
</td></tr><tr><td>
~0,026 %</td><td>[[Амоній]] (NH<sub>4</sub><sup>+</sup>)
</td></tr><tr><td>
~0,003 %</td><td>[[Дэйтэрыд вадароду]] (HD)
</td></tr><tr><td>
0,0006 %</td><td>[[Этан]] (CH<sub>3</sub>—CH<sub>3</sub>)
</td></tr><tr><td>
0,0004 %</td><td>[[Вада]]
</td></tr><tr><td>
'''Льды''':</td><td>
</td></tr><tr><td>
</td><td>[[Амоній]]
</td></tr><tr><td>
</td><td>[[Вада]]
</td></tr><tr><td>
</td><td>[[Гідрасульфід амонія]] (NH<sub>4</sub>SH)
</td></tr></table>
}}
'''Юпі́тэр''', народная назва '''Во́ўчае Во́ка'''<ref>Болсун А. І., Рапановіч Я. Н. Слоўнік фізічных і астранамічных тэрмінаў. Мн., 1979.</ref> — найвялікшая [[планета]] ў [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэме]], [[газавы гігант]], 5-я планета паводле адлегласці ад [[Сонца]]. Планета была вядомая людзям з глыбокай старажытнасці, што знайшло сваё адлюстраванне ў [[Міфалогія|міфалогіі]] і рэлігійных вераваннях розных культур: [[Месапатамія|месапатамскай]], [[вавілон]]скай, [[Старажытная Грэцыя|грэчаскай]] і іншых. Сучасная назва Юпітэра паходзіць ад імя старажытнарымскага [[Юпітэр (міфалогія)|вярхоўнага бога-грамавержца]].

Шэраг атмасферных з’яў на Юпітэры: [[шторм]]ы, [[Маланка|маланкі]], [[Палярнае ззянне|палярныя ззянні]], — маюць маштабы, якія на парадкі перавышаюць зямныя. Характэрным утварэннем у атмасферы з’яўляецца [[Вялікая чырвоная пляма]] — гіганцкі шторм, вядомы з XVII стагоддзя.

Юпітэр мае, па меншай меры, 67 спадарожнікаў, самыя вялікія з якіх — [[Іо (спадарожнік)|Іо]], [[Еўропа (спадарожнік)|Еўропа]], [[Ганімед (спадарожнік)|Ганімед]] і [[Каліста (спадарожнік)|Каліста]] — былі адкрыты [[Галілеа Галілей|Галілеа Галілеем]] у 1610 годзе.

Даследаванні Юпітэра праводзяцца пры дапамозе наземных і арбітальных тэлескопаў; з 1970-х гадоў да планеты было адпраўлена 8 міжпланетных апаратаў [[НАСА]]: «Піянеры», «Вояджэр», «Галілеа» і іншыя.

Падчас вялікіх супрацьстаянняў (адно з якіх адбывалася ў верасні 2010 года) Юпітэр быў бачны няўзброеным вокам як адзін з самых яркіх аб’ектаў на начным небасхіле пасля [[Месяц (спадарожнік Зямлі)|Месяца]] і [[Венера (планета)|Венеры]]. Дыск і спадарожнікі Юпітэра з’яўляюцца папулярнымі аб’ектамі назірання для астраномаў-аматараў, якія зрабілі шэраг адкрыццяў (напрыклад, [[Камета Шумейкераў — Леві 9|каметы Шумейкераў — Леві]], якая сутыкнулася з Юпітэрам у 1994 годзе, або знікнення Паўднёвага экватарыяльнага пояса Юпітэра ў 2010 годзе).

== Назва і гісторыя вывучэння ==
[[Файл:Jupiter and Juno - Hendrik Goltzius.jpg|thumb|left|[[Юпітэр, міфалогія|Юпітэр]] і [[Юнона]]. Аўтар — [[Хендрык Гольцыус]] (1558—1617)]]

У Месапатамскай культуры планета называлася Мулу-бабар ({{lang-akk|kakkabu peṣû}}), гэта значыць «белая зорка»<ref>{{кніга|аўтар=Куртик Г. Е.|загаловак=Звёздное небо Древней Месопотамии|месца={{СПб}}|выдавецтва=Алетейя|год=2007|старонкі=350}}</ref>. Вавілоняне ўпершыню распрацавалі тэорыю для тлумачэння бачнага руху Юпітэра<ref>{{кніга|аўтар=Ван-дер-Варден Б.|загаловак=Пробуждающаяся наука II. Рождение астрономии|месца={{М.}}|выдавецтва=Наука|год=1991|старонкі=263—275}}</ref> і звязалі планету з богам [[Мардук]]ом<ref>{{кніга|аўтар=Ван-дер-Варден Б.|загаловак=Пробуждающаяся наука II. Рождение астрономии|месца={{М.}}|выдавецтва=Наука|год=1991|старонкі=195}}</ref>. Падрабязнае апісанне 12-гадовага цыкла руху Юпітэра было дадзена кітайскімі астраномамі, якія называлі планету Суй-сін («Зорка года»)<ref>{{кніга|аўтар=Сыма Цянь|загаловак=Исторические записки («Ши цзи»). В 9 т|месца={{М.}}|выдавецтва=Наука|год=1986|том=4|старонкі=121—125}}</ref>. [[Інкі]] называлі Юпітэр {{lang-qu|Pirwa}} — «свіран, склад»<ref>Exsul immeritus blas valera populo suo e historia et rudimenta linguae piruanorum. Indios, gesuiti e spagnoli in due documenti segreti sul Perù del XVII secolo. A cura di L. Laurencich Minelli. Bologna, 2007</ref>, што можа сведчыць аб назіранні інкамі галілеевых спадарожнікаў (пар. {{lang-qu|Qullqa}} «[[Плеяды (зорнае скопішча)|Плеяды]]», літар. «Склад»). Грэкі называлі яго {{lang-grc2|Φαέθων}} — «зіхатлівы, бліскучы», а таксама {{lang-grc2|Διὸς ὁ ἀστήρ}} — «зорка Зеўса». Рымляне далі гэтай планеце назву ў гонар свайго бога [[Юпітэр (міфалогія)|Юпітэра]]<ref name="astro-websib" />.

У пачатку XVII стагоддзя [[Галілеа Галілей]] вывучаў Юпітэр з дапамогай вынайдзенага ім [[тэлескоп]]а і адкрыў [[Галілеевы спадарожнікі|чатыры найбуйнейшыя спадарожнікі]] планеты. У 1660-х гадах [[Джавані Касіні]] назіраў плямы і палосы на «паверхні» гіганта. У 1671 г., назіраючы за зацьменнямі спадарожнікаў Юпітэра, дацкі астраном [[Оле Ромер]] выявіў, што сапраўднае становішча спадарожнікаў не супадае з вылічанымі параметрамі, прычым велічыня адхілення залежала ад адлегласці да Зямлі. На падставе гэтых назіранняў Ромер зрабіў выснову аб канечнасці [[Хуткасць святла|хуткасці святла]] і ўстанавіў яе велічыню — 215 000 км/с<ref>{{cite web|url=http://www.astrolab.ru/cgi-bin/print.cgi?s=manager&id=18&num=901|title=Парижская обсерватория и проблема определения долгот (часть 2)|publisher=Astrolab|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD7XOlb?url=http://www.astrolab.ru/cgi-bin/print.cgi?s=manager|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref> (сучаснае значэнне — 299 792,458 км/с)<ref>{{cite web|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_2/3693.html|title=Скорость света — Физическая энциклопедия|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD82lTd?url=http://www.femto.com.ua/articles/part_2/3693.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>.

З другой паловы XX стагоддзя актыўна праводзяцца даследаванні Юпітэра як з дапамогай наземных тэлескопаў (у тым ліку і радыётэлескопаў)<ref>{{cite web|url=http://www.prao.ru/History/history_2.html|title=Пущинская радиоастрономическая обсерватория|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD8QWph?url=http://www.prao.ru/History/history_2.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref><ref>{{cite web|url=http://radiojove.gsfc.nasa.gov/|title=NASA's RadioJOVE Project: Home Page|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD9n1KO?url=http://radiojove.gsfc.nasa.gov/|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>, так і з дапамогай [[Касмічны апарат|касмічных апаратаў]] — тэлескопа «Хабл» і шэрагу зондаў<ref name="astro-websib" /><ref name="юпитер-молнии-вокруг-света" />.

== Назіранні і іх асаблівасці ==

=== Аптычны дыяпазон ===

[[Файл:Thermal emission of Jupiter.jpg|міні|злева|Тэмпературная эмісія Юпітэра. Атрымана з тэлескопа [[Тэлескоп IRTF|IRTF]], Абсерваторыя Мауна-Кеа, [[Гаваі]], 5 красавіка 2007 г.]]

У інфрачырвонай вобласці спектра ляжаць лініі малекул H<sub>2</sub> і He, а таксама лініі мноства іншых элементаў<ref name="hut">{{артыкул|аўтар=Hunt, G. E.|загаловак=The atmospheres of the outer planets|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983AREPS..11..415H|мова=en|месца=London, England|выдавецтва=University College|год=1983}}</ref>. Колькасць першых двух нясе інфармацыю аб паходжанні планеты, а колькасны і якасны склад астатніх — аб яе ўнутранай эвалюцыі.

З аднаго боку, малекулы [[вадарод]]у і [[Гелій|гелію]] не маюць [[Дыпольны момант|дыпольнага моманту]], а значыць, абсарбцыйныя лініі гэтых элементаў непрыкметныя да таго моманту, пакуль паглынанне за кошт ударнай іанізацыі не стане пераважаць. З другога боку, гэтыя лініі ўтвараюцца ў самых верхніх слаях атмасферы і не нясуць інфармацыі пра больш глыбокія слаі. Таму самыя надзейныя дадзеныя пра колькасць гелію і вадароду на Юпітэры атрыманы са спускальнага апарата «[[КА Галілеа|Галілеа]]»<ref name="hut"/>.

Што да астатніх элементаў, то пры іх аналізе і інтэрпрэтацыі таксама ўзнікаюць цяжкасці. Пакуль што нельга з усёй упэўненасцю сказаць, якія працэсы адбываюцца ў [[Атмасфера Юпітэра|атмасферы Юпітэра]] і наколькі моцна яны ўплываюць на хімічны склад — як ва ўнутраных абласцях, так і ў знешніх слаях. Гэта стварае пэўныя цяжкасці пры больш дэталёвай інтэрпрэтацыі спектра. Аднак лічыцца, што ўсе працэсы, якія могуць тым ці іншым чынам уплываць на колькасць элементаў, лакальныя і моцна абмежаваныя, так што яны не здольныя глабальна змяніць размеркавання рэчыва<ref name="planetreview"/>.

Таксама Юпітэр выпраменьвае (у асноўным у [[Інфрачырвонае выпраменьванне|інфрачырвонай]] вобласці спектра) на 60 % больш энергіі, чым атрымлівае ад [[Сонца]]<ref name="astro-websib">{{cite web|url=http://astro.websib.ru/sun/Jupiter|title=Юпитер на Астро.вебсиб.ру|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/6GpuvZAWD?url=http://astro.websib.ru/sun/Jupiter|archive-date=23 мая 2013|url-status=live}}</ref><ref name="астрономия-юпитер">{{cite web|url=http://astronom-ntl.narod.ru/astro/soulsys/upiter.htm|title=Астрономия — Юпитер|description=Астрономия и физика на ладони|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCbRRBl?url=http://astronom-ntl.narod.ru/astro/soulsys/upiter.htm|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref><ref name="elkins-tanton">{{cite book
 |first=Linda T.|last=Elkins-Tanton|year=2006
 |title=Jupiter and Saturn|url=https://archive.org/details/jupitersaturn0000elki_t3r5|publisher=Chelsea House
 |location=New York|isbn=0-8160-5196-8}}</ref>. За кошт працэсаў, якія прыводзяць да выпрацоўкі гэтай энергіі, Юпітэр памяншаецца прыблізна на 2 см у год<ref name="guillot04">{{cite book
 |editor1=Bagenal, F.
 |editor2=Dowling, T.E.
 |editor3=McKinnon, W.B.
 |author=Guillot, T.; Stevenson, D. J.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.
 |year=2004
 |title=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |chapter-url=http://web.gps.caltech.edu/faculty/stevenson/pdfs/guillot_etal%2704.pdf
 |chapter=Chapter 3: The Interior of Jupiter
 |publisher=[[Cambridge University]] Press
 |isbn=0521818087
 |access-date=23 красавіка 2014
 |archive-date=25 чэрвеня 2010
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100625093439/http://web.gps.caltech.edu/faculty/stevenson/pdfs/guillot_etal%2704.pdf
 |url-status=dead
 }}</ref>. На думку П. Бадэнхеймера (1974), калі планета толькі ўтварылася, яна была ў 2 разы большаю, і яе тэмпература была значна вышэйшаю, чым цяпер<ref>{{cite journal
 | last=Bodenheimer | first=P.
 | title=Calculations of the early evolution of Jupiter
 | journal=Icarus | year=1974
 | pages=319—325 | volume=23
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1974Icar...23..319B
 | access-date = 2007-02-01
 | doi=10.1016/0019-1035(74)90050-5 |issn=0019-1035}}</ref>.

=== Гама-дыяпазон ===

[[Файл:Jupiter xray ill.jpg|міні|злева|400px|Выпраменьванне Юпітэра ў гама-дыяпазоне паводле дадзеных «Чандра»]]

Выпраменьванне Юпітэра ў [[Гама-выпраменьванне|гама]]-дыяпазоне звязана з [[Палярнае ззянне|палярным ззяннем]], а таксама з выпраменьваннем дыска<ref name="x-rayobservation">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2007P%26SS...55.1135B X-rays from solar system objects]</ref>. Упершыню зарэгістравана ў 1979 годзе касмічнай лабараторыяй імя [[Эйнштэйн]]а.

На Зямлі вобласці палярных ззянняў у рэнтгене і ультрафіялеце практычна супадаюць, аднак на Юпітэры гэта не так. Вобласць рэнтгенаўскіх палярных ззянняў размешчана значна бліжэй да полюса, чым ультрафіялетавых. Раннія назіранні выявілі пульсацыю выпраменьвання з перыядам у 40 хвілін, аднак у больш позніх назіраннях гэтая залежнасць праяўляецца значна горш.

Чакалася, што рэнтгенаўскі спектр [[палярнае ззянне|палярных ззянняў]] на Юпітэры падобны з рэнтгенаўскім спектрам камет, аднак, як паказалі назіранні на Chandra, гэта не так. Спектр складаецца з эмісійных ліній з пікамі ў кіслародных ліній паблізу 650 [[эВ]], у OVIII ліній пры 653 эВ і 774 эВ, а таксама ў OVII на 561 эВ і 666 эВ. Існуюць таксама лініі выпраменьвання пры больш нізкіх [[энергія]]х у спектральнай вобласці ад 250 да 350 эВ, магчыма, яны належаць [[Сера|серы]] або [[вуглярод]]у<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2005JGRA..11001207E Simultaneous Chandra X ray, Hubble Space Telescope ultraviolet, and Ulysses radi]</ref>.

Гама-выпраменьванне, не звязанае з палярным ззяннем, упершыню было выяўлена пры назіраннях на ROSAT ў 1997 годзе. Спектр падобны на спектр палярных ззянняў, аднак у раёне 0,7-0,8 кэВ<ref name="x-rayobservation"/>. Асаблівасці спектра добра апісваюцца мадэллю каранальнай плазмы з тэмпературай 0,4-0,5 кэВ з сонечнай металічнасцю, з даданнем эмісійных ліній Mg<sup>10+</sup> і Si<sup>12+</sup>. Існаванне апошніх, магчыма, звязана з сонечнай актыўнасцю ў кастрычніку — лістападзе 2003 года<ref name="x-rayobservation"/>.

Назіранні касмічнай абсерваторыі [[XMM-Newton]] паказалі, што выпраменьванне дыска ў гама-дыяпазоне — гэта адлюстраванае сонечнае рэнтгенаўскае выпраменьванне. У адрозненне ад палярных ззянняў, ніякай перыядычнасці змены [[Інтэнсіўнасць (фізіка)|інтэнсіўнасці]] выпраменьвання на маштабах ад 10 да 100 мін выяўлена не было.

=== Радыёназіранні ===

[[Файл:Jupiter.Radio.VLAl.jpg|міні|злева|Радыёвыява Юпітэра: яркія вобласці (белыя) — радыёвыпраменьванне [[Радыяцыйны пояс|радыяцыйных паясоў]].]]

Юпітэр — самая магутная (пасля Сонца) крыніца выпраменьвання Сонечнай сістэмы ў дэцыметровым-метровым дыяпазонах даўжынь хваль. Радыёвыпраменьванне мае спарадычны характар і ў максімуме ўсплёску дасягае 106 [[янскі, адзінка вымярэння|янскіх]]<ref name="heritage"/>.

Усплёскі адбываюцца ў дыяпазоне частот ад 5 да 43 [[МГц]] (часцей за ўсё каля 18 Мгц), у сярэднім іх шырыня складае прыкладна 1 Мгц. Працягласць усплёску невялікая: ад 0,1 да 1 с (часам да 15 с). Выпраменьванне моцна палярызаванае, асабліва па крузе, ступень палярызацыі дасягае 100 %. Назіраецца мадуляцыя выпраменьвання блізкім спадарожнікам Юпітэра [[Іо (спадарожнік)|Іо]], які верціцца ўнутры [[Магнітасфера Юпітэра|магнітасферы]]: імавернасць з’яўлення ўсплёску большая, калі Іо знаходзіцца паблізу [[Элангацыя (астраномія)|элангацыі]] адносна Юпітэра. Монахраматычны характар выпраменьвання кажа аб вылучанай частаце, хутчэй за ўсё, [[гірачастата|гірачастаце]]. Высокая яркасная тэмпература (часам дасягае 10<sup>15</sup> K) патрабуе прыцягнення калектыўных эфектаў (тыпу [[мазер]])<ref name="heritage"/>.

Радыёвыпраменьванне Юпітэра ў міліметровым-кароткасантыметровым дыяпазонах мае чыста цеплавы характар, хоць яркасная тэмпература некалькі вышэйшая за раўнаважную, што, верагодна, абумоўлена патокам цяпла з нетраў. Пачынаючы з хваль ~ 9 см T<sub>b</sub> (яркасная тэмпература) ўзрастае — з’яўляецца нецеплавы складнік, звязаны з сінхронным выпраменьваннем рэлятывісцкіх часціц з сярэдняй энергіяй ~ 30 МэВ у магнітным полі Юпітэра; на хвалі 70 см T<sub>b</sub> дасягае значэння ~ 5{{e|4}} K. Крыніца выпраменьвання размешчаная па абодва бакі планеты ў выглядзе дзвюх працяглых лопасцей, што паказвае на магнітасфернае паходжанне выпраменьвання<ref name="heritage">{{cite web
 |url         = http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Rudnickij/4.htm
 |title       = Конспект лекций по радиоастрономии. Глава 4
 |publisher   = «HERITAGE — астрономия, астрономическое образование с сохранением традиций»
 |access-date  = 2010-10-15
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/60qCd9qO3?url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Rudnickij/4.htm
 |archive-date = 10 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref><ref>{{артыкул
|аўтар=Michel, F. C.
|загаловак=The astrophysics of Jupiter
|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979SSRv...24..381M|мова=en|месца=Houston, Tex.|выдавецтва=Rice University |год=Dec 1979}}</ref>.

=== Вылічэнне гравітацыйнага патэнцыялу ===

З назіранняў руху натуральных спадарожнікаў, а таксама з аналізу [[Траекторыя|траекторый]] [[Касмічны апарат|касмічных апаратаў]] можна аднавіць [[гравітацыйнае поле]] планеты. У сваю чаргу, поле залежыць ад [[Маса|масы]] планеты, яе экватарыяльнага [[радыус]]а і [[Момант інерцыі|моманту інерцыі]]. У агульным выглядзе гравітацыйны патэнцыял можна прадставіць у выглядзе [[мнагачлены Лежандра|мнагачленаў Лежандра]] вышэйшых парадкаў<ref name="planetreview">{{артыкул|аўтар=Tristan Guillot, Daniel Gautier.|загаловак=Giant Planets|спасылка=http://arxiv.org/abs/0912.2019|мова=en|год=10 Dec 2009}}</ref>:
{| class="standard" align="right"
 !J<sub>n</sub>
 |J<sub>2</sub>
 |J<sub>4</sub>
 |J<sub>6</sub>
 |-
 !Значэнне
 |1.4697{{e|−2}}
 |−5.84{{e|−4}}
 |0.31{{e|−4}}
|}
<math>V_{ext}(r, \theta)=- \frac{GM}{r}\left(1-\sum_{i=1}^{\infty}\left(\frac{R_{eq}}{r}\right)^iJ_iP_i(cos\theta) \right), </math>

: дзе G — гравітацыйная пастаянная, M — маса планеты, r — адлегласць па-за планетай, R<sub>eq</sub> — экватарыяльны радыус, P<sub>i</sub> — мнагачлен Лежандра i-га парадку, J<sub>i</sub> — каэфіцыент раскладання i-га парадку.

Пры пралёце апаратаў [[Піянер-10]], [[Піянер-11]], [[Вояджэр-1]], [[Вояджэр-2]], [[Галілеа (касмічны апарат)|Галілеа]] і [[Касіні (касмічны апарат)|Касіні]] для вылічэння гравітацыйнага патэнцыялу выкарыстоўваліся: вымярэнне [[Эфект Доплера|эфекту Доплера]] апаратаў (для адсочвання іх хуткасці), выява, якая перадавалася апаратамі для вызначэння іх месцазнаходжання адносна Юпітэра і яго спадарожнікаў, {{нп3|радыёінтэрфераметрыя са звышдоўгімі базамі||ru|Радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами}}<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001DPS....33.1101J The Gravity Field of the Jovian System and the Orbits of the Regular Jovian Sate]</ref>. Для Вояджэра-1 і Піянера-11 прыйшлося ўлічваць і гравітацыйны ўплыў [[Вялікая чырвоная пляма|Вялікай чырвонай плямы]]<ref name="gravityfield">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1985AJ.....90..364C Gravity field of the Jovian system from Pioneer and Voyager tracking data]</ref>.

Акрамя таго, пры апрацоўцы дадзеных даводзіцца пастуляваць вернасць тэорыі аб руху галілеевых спадарожнікаў вакол цэнтра Юпітэра. Для дакладных вылічэнняў вялікай праблемай з’яўляецца таксама ўлік паскарэння, якое мае [[Эфект «Піянера»|негравітацыйны]] характар<ref name="gravityfield"/>.

Па характары гравітацыйнага поля таксама можна меркаваць аб унутранай будове планеты<ref name="theorygigantplanets1">
{{артыкул
|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ARA%26A..40..103H
|аўтар=	Hubbard, W. B.; Burrows, A.; Lunine, J. I.
|загаловак=Theory of Giant Planets
|старонкі=112-115
}}</ref>.

== Юпітэр сярод планет Сонечнай сістэмы ==

=== Маса ===
<imagemap>
Image:МассаПланетСолнечнойСистемы.svg|thumb|справа|350px|Маса Юпітэра ў 2,47 раза пераўзыходзіць масу астатніх планет Сонечнай сістэмы<ref>Исходные данные по массам планет: [[:Файл:МассаПланетСолнечнойСистемы.svg]]</ref>.
rect 282 22 610 52 [[Сонечная сістэма]]
rect 567 163 737 182 [[Планета Юпітэр]]
rect 567 187 737 209 [[Планета Сатурн]]
rect 567 215 726 238 [[Планета Нептун]]
rect 569 243 706 263 [[Планета Уран|Уран]]
rect 567 269 720 292 [[Планета Зямля|Зямля]]
rect 568 296 732 320 [[Планета Венера]]
rect 567 322 708 346 [[Планета Марс]]
rect 566 348 747 372 [[Планета Меркурый]]
desc bottom-left
</imagemap>
Юпітэр — найбольшая планета [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэмы]], газавы гігант. Яго экватарыяльны радыус роўны 71,4 тыс. км<ref name="астро-азбука" />, што ў 11,2 разы перавышае радыус [[Зямля (планета)|Зямлі]]<ref name="jupiter-info" />.

Юпітэр — адзіная планета, у якой [[цэнтр мас]] з [[Сонца]]м знаходзіцца па-за Сонцам і знаходзіцца ад яго прыкладна на 7 % сонечнага радыуса.

Маса Юпітэра ў 2,47 разы<ref>{{cite web|url=http://parsek.com.ua/yupiter/|title=Юпитер|publisher=Parsek.com.ua|lang=ru|access-date=2011-02-19|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCdhDtD?url=http://parsek.com.ua/yupiter/|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref> перавышае сумарную масу ўсіх астатніх планет Сонечнай сістэмы, разам узятых<ref name="astrogalaxy.ru" />, у 317,8 разоў — масу Зямлі<ref name="jupiter-info" /> і прыкладна ў 1000 разоў меншая за масу Сонца<ref name="астро-азбука" />. Шчыльнасць (1326 кг/м³) прыкладна роўная шчыльнасці Сонца і ў 4,16 разоў саступае шчыльнасці Зямлі (5515 кг/м³)<ref name="jupiter-info" />. Пры гэтым сіла цяжару на яго паверхні, за якую звычайна прымаюць верхні пласт аблокаў, больш чым у 2,4 разы пераўзыходзіць зямную: цела, якое мае масу, напрыклад, 100 кг<ref name="allplanets">{{cite web|url=http://www.allplanets.ru/solar_sistem/jupiter/jupiter_statya.htm|title=Планетные системы. Юпитер|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCf9adF?url=http://www.allplanets.ru/solar_sistem/jupiter/jupiter_statya.htm|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>, будзе важыць столькі ж, колькі важыць цела масай 240 кг<ref name="nasa-jupiter" /> на паверхні Зямлі. Гэта адпавядае [[Паскарэнне свабоднага падзення|паскарэнню свабоднага падзення]] 24,79 м/с² на Юпітэры пры тым, што гэты лік складае 9,80 м/с² для Зямлі<ref name="jupiter-info" />.

Большасць з вядомых на цяперашні час [[экзапланета|экзапланет]] параўнальныя па масе і памерах з Юпітэрам, таму яго маса (M<sub>J</sub>) і радыус (R<sub>J</sub>) шырока выкарыстоўваюцца ў якасці зручных адзінак вымярэння для ўказання іх параметраў<ref>Георгий Бурба «[http://www.vokrugsveta.ru/vs/article/2854/ Оазисы экзопланет]». // Журнал «Вокруг света» № 9 (2792), Сентябрь 2006</ref>.

=== Арбіта і вярчэнне ===
<div style="float: left; margin: 10px;">
{| class="wikitable" align="left"
|+'''Вялікія супрацьстаянні Юпітэра<br />с 1951 по 2070 год'''
|-
!Год||Дата||Адлегласць, а. а.
|-
|1951||2 кастрычніка||3,94
|-
|1963||8 кастрычніка||3,95
|-
|1975||13 кастрычніка||3,95
|-
|1987||18 кастрычніка||3,96
|-
|1999||23 кастрычніка||3,96
|-
|2010||21 кастрычніка||3,95
|-
|2022||26 кастрычніка||3,95
|-
|2034 ||1 кастрычніка||3,95
|-
|2046||6 кастрычніка||3,95
|-
|2058||11 кастрычніка||3,95
|-
|2070||16 кастрычніка||3,95
|}
</div>

Пры назіраннях з [[Зямля (планета)|Зямлі]] падчас супрацьстаяння Юпітэр можа дасягаць [[бачная зорная велічыня|бачнай зорнай велічыні]] ў −2,94<sup>m</sup> і, такім чынам, становіцца трэцім па яркасці аб’ектам на начным небе пасля [[Месяц (спадарожнік Зямлі)|Месяца]] і [[Венера (планета)|Венеры]]. Пры найбольшым аддаленні бачная велічыня падае да −1,61<sup>m</sup>. Адлегласць паміж Юпітэрам і Зямлёй змяняецца ў межах ад 588 да 967 млн км<ref>[http://www.windows2universe.org/jupiter/statistics.html Jupiter’s Statistics]</ref>.

Супрацьстаянні Юпітэра адбываюцца з перыядам раз у 13 месяцаў. У 2010 годзе супрацьстаянне планеты-гіганта прыйшлося на 21 кастрычніка. Раз у 12 гадоў адбываюцца вялікія супрацьстаянні Юпітэра, калі планета знаходзіцца каля перыгелія сваёй арбіты. У гэты час яго вуглавы памер для назіральніка з Зямлі дасягае 50 [[вуглавая секунда|вуглавых секунд]], а бляск — ярчэйшы за −2,9<sup>m</sup> <ref>{{cite web |url=http://www.astronet.ru/db/msg/1237912 |title=Астрономический календарь на 2010 год |description=Из серии Астробиблиотека от АстроКА и журнала «Небосвод» |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCgWgJH?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1237912 |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>.

Сярэдняя адлегласць паміж Юпітэрам і Сонцам складае 778,57 км (5,2 [[Астранамічная адзінка|а. а.]]), а перыяд абароту складае 11,86 года<ref name="астро-азбука">{{артыкул|аўтар=Азбука Звёздного неба.|загаловак=Юпитер|спасылка=http://astro-azbuka.info/astro/solar/jupiter|мова=ru|аўтар выданне=При создании сайта использованы материалы из книги Данлоп С. «Азбука звёздного неба» 1990 г.|тып=артыкул|выдавецтва=www.astro-azbuka.info|archive-url=https://web.archive.org/web/20200130204807/http://astro-azbuka.info/astro/solar/jupiter|archive-date=30 студзеня 2020}}</ref><ref name="галактика">{{cite web |url=http://www.great-galaxy.ru/?pg=planets&id=008 |title=Галактика. Ближний и дальний космос. Юпитер |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCh54jb?url=http://www.great-galaxy.ru/?pg=planets |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>. Паколькі [[эксцэнтрысітэт]] арбіты Юпітэра 0,0488, то рознасць адлегласці да Сонца ў [[Перыгелій|перыгеліі]] і [[Афелій|афеліі]] складае 76 млн км.

Асноўны ўклад у адхіленні руху Юпітэра ўносіць [[Сатурн (планета)|Сатурн]]. Першага роду адхіленне — векавое, дзейнічае на маштабе ~ 70 тысяч гадоў, змяняючы эксцэнтрысітэт арбіты Юпітэра ад 0,2 да 0,06, а нахіл арбіты ад ~ 1° — 2°. Адхіленне другога роду — рэзананснае з суадносінамі, блізкімі да 2:5 (з дакладнасцю да 5 знакаў пасля коскі — 2:4,96666<ref>{{кніга|аўтар=Roy, A. E. & Ovenden, M. W. |загаловак=On the occurrence of commensurable mean motions in the solar system |спасылка=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1954MNRAS.114..232R/0000234.000.html |выдавецтва=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |том=114 |серыя=SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS) |allpages=232}}{{ref-en}}</ref><ref name="динамика">{{кніга|аўтар=Мюррей К., Дермотт С. |загаловак=Динамика Солнечной системы|выдавецтва=Физматлит |год=2010 |старонак=588 |isbn=987-5-9221-1121-8 |тыраж=500}}</ref>).

Экватарыяльная плоскасць планеты блізкая да плоскасці яе арбіты ([[нахіл восі вярчэння]] складае 3,13° супраць 23,45° для Зямлі<ref name="jupiter-info" />), таму на Юпітэры не бывае змены [[Поры года|пор года]]<ref name="galspace">{{cite web |url=http://galspace.spb.ru/index46.html |title=Юпитер — грозный гигант |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qChX8JO?url=http://galspace.spb.ru/index46.html |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref><ref name="сп">{{cite web |url=http://space.rin.ru/articles/html/129.html |title=Строение планеты |description=space.rin.ru |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCiPVZu?url=http://space.rin.ru/articles/html/129.html |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>.

Юпітэр верціцца вакол сваёй восі хутчэй, чым любая іншая планета [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэмы]]<ref>[http://www.cmeh.ru/rekord/kosmos/2.html Книга рекордов Гиннесса — космос и космические полёты.]</ref>. Перыяд кручэння каля экватара — 9 г. 50 хв. 30 сек., а на сярэдніх шыротах — 9 г. 55 хв. 40 сек<ref name="БСЭ">[http://bse.sci-lib.com/article127827.html Юпитер в Большой Советской Энциклопедии]</ref>. З-за хуткага вярчэння экватарыяльны радыус Юпітэра (71492 км) большы за палярны (66854 км) на 6,49 %; такім чынам, сплюшчанасць планеты складае (1:51,4)<ref name="jupiter-info" />.

== Унутраная будова ==

{{Гл. таксама|Атмасфера Юпітэра}}

=== Хімічны склад ===

<div style="float: left; margin: 10px;">
{|class="wikitable" style="text-align:center"
! colspan=4 | Распаўсюджанасць элементаў у суадносінах з вадародам<br />на Юпітэры і Сонцы<ref name="Atreya2003"/>
|-
|Элемент||Сонца||Юпітэр/Сонца
|-
| [[Гелій|He]]/[[Вадарод|H]] || 0,0975 || 0,807 ± 0,02
|-
| [[Неон|Ne]]/H || 1,23{{e|−4}} || 0,10 ± 0,01
|-
| [[Аргон|Ar]]/H || 3,62{{e|−6}} || 2,5 ± 0,5
|-
| [[Крыптон|Kr]]/H || 1,61{{e|−9}} || 2,7 ± 0,5
|-
| [[Ксенон|Xe]]/H || 1,68{{e|−10}} || 2,6 ± 0,5
|-
| [[Вуглярод|C]]/H || 3,62{{e|−4}} || 2,9 ± 0,5
|-
| [[Азот|N]]/H || 1,12{{e|−4}}
| 3,6 ± 0,5 (8 бар)
3,2 ± 1,4 (9—12 бар)
|-
| [[Кісларод|O]]/H || 8,51{{e|−4}}
| 0,033 ± 0,015 (12 бар)
0,19—0,58 (19 бар)
|-
| [[Фосфар|P]] /H || 3,73{{e|−7}} || 0,82
|-
| [[Сера|S]]/H || 1,62{{e|−45}} || 2,5 ± 0,15
|}
</div>

Хімічны склад унутраных слаёў Юпітэра немагчыма вызначыць сучаснымі метадамі назіранняў, аднак пра багацце элементаў у знешніх слаях атмасферы вядома з адносна высокай дакладнасцю, бо яны непасрэдна даследаваліся спускальным апаратам «[[Галілеа (касмічны апарат)|Галілеа]]», які быў спушчаны ў атмасферу 7 снежня 1995 г.<ref>{{cite web
 |url         = http://www.planet4589.org/space/jsr/back/news.267
 |title       = Jonathan's Space Report, No. 267
 |first       = Jonathan
 |last        = McDowell
 |publisher   = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 |date        = 8 декабря 1995
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/60qCksDp1?url=http://www.planet4589.org/space/jsr/back/news.267
 |archive-date = 10 жніўня 2011
 |access-date  = 23 красавіка 2014
 |url-status     = dead
}}</ref>. Два асноўныя кампаненты атмасферы Юпітэра — малекулярны вадарод і гелій<ref name="Atreya2003">
{{cite journal
|last=Atreya
|first=S.K.
|author2=Mahaffy, P.R.
|author3=Niemann, H.B.
|display-authors=etal
|title=Composition and origin of the atmosphere of Jupiter—an update, and implications for the extrasolar giant planets
|year=2003
|journal=Planetary and Space Sciences
|volume=51
|pages=105-112
|doi=10.1016/S0032-0633(02)00144-7
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003P%26SS...51..105A}}</ref>. Атмасфера змяшчае таксама нямала простых злучэнняў, напрыклад, ваду, [[метан]] (CH<sub>4</sub>), [[серавадарод]] (H<sub>2</sub>S), [[аміяк]] (NH<sub>3</sub>) і фасфін (PH<sub>3</sub>)<ref name="Atreya2003"/>. Іх колькасць у глыбокай (ніжэй за 10 бар) [[Трапасфера|трапасферы]] сведчыць, што атмасфера Юпітэра багатая вугляродам, азотам, серай і, магчыма, кіслародам у 2-4 разы больш за Сонца<ref name="Atreya2003"/>.

Іншыя хімічныя злучэнні, [[арсін]] (AsH<sub>3</sub>) і [[герман, хімічнае злучэнне|герман]] (GeH<sub>4</sub>), прысутнічаюць, але ў нязначных колькасцях.

Канцэнтрацыя інертных газаў, [[аргон]]у, [[крыптон]]у і [[ксенон]]у, перавышае іх колькасць на Сонцы (гл. табліцу), а канцэнтрацыя [[неон]]у прыкметна меншая. Прысутнічае нязначная колькасць простых [[вуглевадароды|вуглевадародаў]]: [[этан]]у, [[ацэтылен]]у і [[дыацэтылен]]у, якія ўтвараюцца пад уздзеяннем сонечнай ультрафіялетавай радыяцыі і зараджаных часціц, якія прыбываюць з [[Магнітасфера Юпітэра|магнітасферы Юпітэра]]. [[Дыяксід вугляроду]], [[монааксід вугляроду]] і вада ў верхняй частцы атмасферы, як мяркуюць, сваёй прысутнасцю абавязаны сутыкненням з атмасферай Юпітэра камет, такіх, напрыклад, як [[камета Шумейкераў — Леві 9]]. Вада не можа прыбываць з трапасферы, таму што [[трапапаўза]], якая дзейнічае як халодная пастка, эфектыўна перашкаджае падняццю вады да ўзроўню [[Стратасфера|стратасферы]]<ref name="Atreya2003"/>.

Чырванаватыя варыяцыі колеру Юпітэра можна растлумачыць наяўнасцю злучэнняў [[фосфар]]у ([[чырвоны фосфар]]<ref name="kirill i mef jup" />), серы, вугляроду<ref name="скулс-келдыш" /> і, магчыма, арганікі, якая ўзнікае дзякуючы электрычным разрадам у атмасферы<ref name="kirill i mef jup">{{cite web|url=http://www.megabook.ru/Article.asp?AID=691138|title=ЮПИТЕР (планета)|publisher=Большая энциклопедия Кирилла и Мефодия|access-date=2012-04-20|lang=ru|archive-url=https://www.webcitation.org/67FJIAXIL?url=http://www.megabook.ru/Article.asp?AID=691138|archive-date=27 красавіка 2012|url-status=live}}</ref>. У эксперыменце, які быў праведзены Карлам Саганам і даволі трывіяльна сімулюе ніжнія пласты атмасферы, у асяроддзі карычняватых {{нп3|таліны|талінаў|ru|Толины}} быў знойдзены 4-[[араматычнасць|кольцавы]] {{нп3|хрызен||ru|Хризен}}, a пераважаюць у дадзенай сумесі {{нп3|поліцыклічныя араматычныя вуглевадароды||ru|Полициклические ароматические углеводороды}} з чатырма і больш бензольнымі кольцамі, радзей з меншай колькасцю кольцаў<ref>{{артыкул|аўтар=[[Карл Саган|Sagan, C.]] et al.|загаловак=Polycyclic aromatic hydrocarbons in the atmospheres of Titan and Jupiter |спасылка=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?db_key=AST&bibcode=1993ApJ...414..399S&letter=0&classic=YES&defaultprint=YES&whole_paper=YES&page=399&epage=399&send=Send+PDF&filetype=.pdf|мова=en|выданне=The Astrophysical Journal|тып=рец. науч. журнал|год=1993|том=414|нумар=1|старонкі=[http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1993ApJ...414..399S 399—405] |doi=10.1086/173086|bibcode=1993ApJ...414..399S|issn=0004-637X}}.</ref>. Паколькі колер можа моцна вар’іравацца, мяркуецца, што хімічны склад атмасферы таксама розны ў розных месцах. Напрыклад, маюцца «сухія» і «мокрыя» вобласці з розным утрыманнем вадзяной пары.

=== Структура ===

[[Файл:Jupiter interior.png|right|300px|thumb|Мадэль унутранай структуры Юпітэра: пад аблокамі — сумесь вадароду і гелію таўшчынёй каля 21 тыс. км з плаўным пераходам ад газападобнай да вадкай фазы, затым — пласт вадкага і металічнага вадароду глыбінёй 30-50 тыс. км. Унутры можа знаходзіцца цвёрдае ядро дыяметрам каля 20 тыс. км<ref name="galspace" />.]]

На дадзены момант найбольшае прызнанне атрымала наступная мадэль унутранай будовы Юпітэра:

# Атмасфера. Яе дзеляць на тры слаі<ref name="скулс-келдыш">{{cite web
 | url  = http://schools.keldysh.ru/sch1216/materials/sun_sys_do/jupiter.htm
 | title  = Юпитер. ГОУ СОШ № 1216. Официальный сайт
 | access-date  = 2010-10-05
 | archive-url  = https://web.archive.org/web/20090623035312/http://schools.keldysh.ru/sch1216/materials/sun_sys_do/jupiter.htm
 | archive-date  = 23 чэрвеня 2009
 | url-status  = dead
 }}</ref>:
## знешні слой, які складаецца з вадароду;
## сярэдні слой, які складаецца з вадароду (90 %) і гелію (10 %);
## ніжні слой, які складаецца з вадароду, гелію і прымешак аміяку, гідрасульфіда амонія і вады, якія ўтвараюць тры пласты аблокаў<ref name="скулс-келдыш" />:
### уверсе — воблакі са зледзянелага аміяку (NH<sub>3</sub>). Яго тэмпература складае каля −145&nbsp;°C, ціск — каля 1 атм<ref name="nasa-jupiter" />;
### ніжэй — воблакі крышталёў гідрасульфіду амонію (NH<sub>4</sub>HS);
### у самым нізе — вадзяны лёд і, магчыма, вадкая вада (імаверна, у выглядзе драбнюткіх кропель). Ціск у гэтым пласце складае каля 1 атм, тэмпература прыкладна −130&nbsp;°C (143 [[Кельвін (адзінка вымярэння)|К]]). Ніжэй, пад гэтым узроўнем, планета непразрыстая<ref name="скулс-келдыш" />.
# Пласт металічнага вадароду. Тэмпература гэтага пласта змяняецца ад 6300 да 21 000 К, а ціск ад 200 да 4000 гПа.
# Каменнае ядро.

Пабудова гэтай мадэлі заснавана на сінтэзе наглядальных дадзеных, прымяненні законаў тэрмадынамікі і экстрапаляцыі лабараторных дадзеных аб рэчыве, што знаходзіцца пад высокім ціскам і пры высокай тэмпературы. Асноўныя дапушчэнні, пакладзеныя ў яе аснову:

# Юпітэр знаходзіцца ў гідрадынамічнай раўнавазе.
# Юпітэр знаходзіцца ў [[Тэрмадынамічная раўнавага|тэрмадынамічнай раўнавазе]].

Калі да гэтых палажэнняў дадаць законы захавання [[Закон захавання масы|масы]] і [[Закон захавання энергіі|энергіі]], атрымаецца сістэма асноўных ураўненняў.

У рамках гэтай простай трохслаёвай мадэлі выразнай мяжы паміж асноўнымі пластамі не існуе, аднак і вобласці [[Фазавы пераход|фазавых пераходаў]] невялікія. Такім чынам, можна зрабіць дапушчэнне, што амаль усе працэсы лакалізаваныя, і гэта дазваляе кожны пласт разглядаць асобна.

==== Атмасфера ====

[[Файл:Structure of Jovian atmosphere-rus.svg|left|thumb|325px|Структура атмасферы Юпітэра.]]

Тэмпература ў атмасферы расце неманатонна. У ёй, як і на Зямлі, можна вылучыць [[экзасфера|экзасферу]], [[Тэрмасфера|тэрмасферу]], [[Стратасфера|стратасферу]], [[Трапапаўза|трапапаўзу]], [[Трапасфера|трапасферу]]<ref name="Ingersoll"/>. У самых верхніх слаях тэмпература вялікая; па меры прасоўвання ўглыб ціск расце, а тэмпература падае да трапапаўзы; пачынаючы з трапапаўзы, і тэмпература, і ціск растуць па меры прасоўвання ўглыб. У адрозненне ад Зямлі, на Юпітэры няма [[Мезасфера|мезасферы]] і адпаведнай ёй [[мезапаўза|мезапаўзы]]<ref name="Ingersoll">{{cite encyclopedia
 |last=Ingersoll |first=A.P.
 |author2=Dowling, T.E.
 |author3=Gierasch, P.J.
 |display-authors=etal
 |title=Dynamics of Jupiter's Atmosphere
 |year=2004
 |editor1=Bagenal, F.
 |editor2=Dowling, T.E.
 |editor3=McKinnon, W.B.
 |encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |location=Cambridge |publisher=[[Cambridge University Press]]
 |isbn=0-521-81808-7
 |url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/ingersolletal-2004.pdf
 |ref=Ingersoll
}}</ref>.

У тэрмасферы Юпітэра адбываецца шмат цікавых працэсаў: менавіта тут планета губляе выпраменьваннем значную частку свайго цяпла, менавіта тут утвараюцца [[Палярнае ззянне|палярныя ззянні]] і фарміруецца [[іанасфера]]. За яе верхнюю мяжу ўзяты ўзровень ціску ў 1 нбар. Назіраная тэмпература тэрмасферы 800—1000 К, і на цяперашні час гэты фактычны матэрыял не атрымаў тлумачэння ў рамках сучасных мадэлей, бо ў іх тэмпература не павінна быць вышэйшай, чым прыкладна 400 К<ref name="Miller">{{cite journal
|last=Miller
|first=Steve
|author2=Aylword, Alan
|author3=Milliword, George
|title=Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling
|journal=Space Sci.Rev.
|volume=116|pages=319-343|year=2005| doi=10.1007/s11214-005-1960-4
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..319M}}</ref>. Астуджэнне Юпітэра — таксама нетрывіяльны працэс: трохатамны іон вадароду (H<sub>3</sub><sup>+</sup>), акрамя Юпітэра, знойдзены толькі на Зямлі, выклікае моцную эмісію ў сярэдняй інфрачырвонай частцы спектра на даўжынях хваль паміж 3 і 5 мкм<ref name="Miller"/><ref>{{cite encyclopedia|url=http://www.lpl.arizona.edu/~yelle/eprints/Yelle04c.pdf| format=PDF| title= Jupiter’s Thermosphere and Ionosphere | first= R.V. | last=Yelle | author2=Miller, S.| encyclopedia=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|publisher=Cambridge University Press |editor1=Bagenal, F. |editor2=Dowling, T.E. |editor3=McKinnon, W.B.|year=2004}}</ref>.

Згодна з непасрэднымі вымярэннямі спускальнага апарата, верхні ўзровень непразрыстых аблокаў характарызаваўся ціскам у 1 атмасферу і тэмпературай −107&nbsp;°C; на глыбіні 146 км — 22 атмасферы, 153&nbsp;°C<ref>[http://solarsystem.nasa.gov/galileo/mission/journey-probe.cfm Arrival at Jupiter and the Probe Mission] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20141116005928/http://solarsystem.nasa.gov/galileo/mission/journey-probe.cfm |date=16 лістапада 2014 }} на сайце НАСА</ref>. Таксама «Галілеа» выявіў «цёплыя плямы» ўздоўж экватара. Відаць, у гэтых месцах пласт знешніх аблокаў тонкі і можна бачыць больш цёплыя ўнутраныя вобласці.

Пад аблокамі знаходзіцца пласт глыбінёй 7-25 тыс. км, у якім вадарод паступова змяняе свой стан ад газу да вадкасці з павелічэннем ціску і тэмпературы (да 6000&nbsp;°C). Выразнай мяжы, якая аддзяляе газападобны вадарод ад вадкага, відаць, не існуе<ref name="shvedun">{{cite web|url=http://www.shvedun.ru/jupiter-3.htm|title=Планета Юпитер, Магнитосфера Юпитера. Наблюдения Юпитера|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qClaiYO?url=http://www.shvedun.ru/jupiter-3.htm|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref><ref>{{cite news|url=http://podrobnosti.ua/technologies/2008/11/26/568385.html|title=Учёные создали новую модель строения Юпитера|date=26 ноября 2008|description=Новости. Новости дня на сайте «Подробности»|access-date=2010-10-05}}</ref>. Гэта можа выглядаць прыкладна як бесперапыннае кіпенне глабальнага вадароднага акіяна<ref name="астро-азбука" />.

==== Пласт металічнага вадароду ====

Металічны вадарод узнікае пры вялікіх [[ціск]]ах (каля мільёна атмасфер) і высокіх тэмпературах, калі кінетычная энергія электронаў перавышае патэнцыял іанізацыі вадароду. У выніку [[пратон]]ы і [[электрон]]ы ў ім існуюць паасобку, таму металічны вадарод з’яўляецца добрым [[электраправаднік|правадніком]] [[Электрычнасць|электрычнасці]]<ref name="строение юпитера" /><ref name="солсис">{{cite web |url=http://www.solsys.ru/yupiter.htm |title=Юпитер и его спутники |description=Планеты Солнечной системы — Юпитер |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCmSTLC?url=http://www.solsys.ru/yupiter.htm |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>. Меркаваная таўшчыня пласта металічнага вадароду — 42-46 тыс. км<ref name="строение юпитера">{{cite news|url=http://www.kosmonews.ru/yupiter/vnutrennee-stroenie-yupitera.-chast-2.html|title=Внутреннее строение Юпитера. Часть 2|description=Космос: фотографии, открытия, новости астрономии|access-date=2010-10-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20160305041550/http://kosmonews.ru/yupiter/vnutrennee-stroenie-yupitera.-chast-2.html|archive-date=5 сакавіка 2016|url-status=dead}}</ref><ref name="астро-ньюс">{{cite news |url=http://yastro.narod.ru/a_news63.htm |title=Уточняется модель формирования ядра Юпитера |publisher=Астрономические новости |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://web.archive.org/web/20050305140915/http://yastro.narod.ru/a_news63.htm |archive-date=5 сакавіка 2005 |url-status=dead }}</ref>.

Магутныя электратокі, якія ўзнікаюць у гэтым пласце, спараджаюць гіганцкае [[Магнітнае поле планет|магнітнае поле]] Юпітэра<ref name="астрономия-юпитер" /><ref name="астро-азбука" />. У 2008 годзе Рэймандам Джынлазам з [[Каліфарнійскі ўніверсітэт у Берклі|Каліфарнійскага ўніверсітэта]] ў Берклі і Ларсам Стыксрудам з [[Лонданскі ўніверсітэт|Лонданскага ўніверсітэцкага каледжа]] была створана мадэль будовы Юпітэра і [[Сатурн (планета)|Сатурна]], згодна з якой у іх нетрах знаходзіцца таксама металічны [[гелій]], які ўтварае своеасаблівы [[сплаў]] з металічным вадародам<ref>{{cite news |url=http://www.membrana.ru/lenta/?8509 |title=Недра Юпитера и Сатурна заполнены металлическим гелием |date=7 августа 2008 |publisher=Мембрана.ру |access-date=2010-09-25 |archive-url=https://web.archive.org/web/20101219073823/http://www.membrana.ru/lenta/?8509 |archive-date=19 снежня 2010 |url-status=dead }}</ref><ref>{{cite news|url=http://lenta.ru/news/2008/08/07/giants/ |title=Внутри Сатурна и Юпитера найден жидкий металлический гелий |date=7 августа 2008 |publisher=Lenta.ru |access-date=2010-09-25}}</ref><ref>{{cite news|url=http://www.great-galaxy.ru/?pg=news5&id=060 |title=Недра Юпитера и Сатурна заполнены металлическим гелием |date=7 августа 2008 |work=Ближний и дальний космос |publisher=Галактика |access-date=2010-09-25}}</ref><ref>{{cite news |url=http://news.tut.by/world/114493.html |title=Внутри Сатурна и Юпитера найден жидкий металлический гелий |date=7 августа 2008 |work=Новости |publisher=Tut.by |access-date=2010-09-25 |archive-url=https://web.archive.org/web/20081212184434/http://news.tut.by/world/114493.html |archive-date=12 снежня 2008 |url-status=dead }}</ref><ref>{{артыкул|загаловак=Could Jupiter and Saturn Contain Liquid Metal Helium? |спасылка=http://www.optcorp.com/edu/articleDetailEDU.aspx?aid=4 |выдавецтва=OPT Telescopes}}{{ref-en}}</ref>.

==== Ядро ====

З дапамогай вымераных [[Момант інерцыі|момантаў інерцыі]] планеты можна ацаніць памер і масу яе ядра. На дадзены момант лічыцца, што маса ядра — 10 мас Зямлі, а памер — 1,5 яе дыяметра<ref name="astro-websib" /><ref name="galspace" /><ref>{{cite web|url=http://www.kosmonews.ru/yupiter/vnutrennee-stroenie-yupitera.-chast-2.html|title=Внутреннее строение Юпитера. Часть 2.|date=7 декабря 2008|publisher=Космоньюс.ру|description=Все о космосе: статьи, фотографии, новости астрономии|access-date=2010-10-17|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCnf2Bo?url=http://www.kosmonews.ru/yupiter/100-vnutrennee-stroenie-yupitera-chast-2.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>.

Юпітэр выдзяляе істотна больш энергіі, чым атрымлівае ад Сонца. Даследчыкі мяркуюць, што Юпітэр валодае значным запасам цеплавой энергіі, які ўтварыўся ў працэсе сціскання матэрыі пры фарміраванні планеты<ref name="строение юпитера" />. Ранейшыя мадэлі ўнутранай будовы Юпітэра, спрабуючы тлумачыць залішнюю энергію, што выдзяляецца планетай, дапускалі магчымасць [[Радыеактыўны распад|радыеактыўнага распаду]] ў яе нетрах або вызваленне энергіі пры сцісканні планеты пад дзеяннем сіл прыцягнення<ref name="строение юпитера" />.

==== Міжпластавыя працэсы ====

Лакалізаваць усе працэсы ўнутры незалежных слаёў немагчыма: неабходна тлумачыць недахоп хімічных элементаў у атмасферы, залішняе выпраменьванне і г. д.

Адрозненне ва ўтрыманні гелію ў знешніх і ўнутраных пластах тлумачаць тым, што гелій кандэнсуецца ў атмасферы і ў выглядзе кропель трапляе ў больш глыбокія вобласці. Дадзеная з’ява нагадвае зямны [[дождж]], але толькі не з вады, а з гелію. Нядаўна было паказана, што ў гэтых кроплях можа растварацца [[неон]]. Тым самым тлумачыцца і недахоп неону<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2010PhRvL.104l1101W Sequestration of Noble Gases in Giant Planet Interiors] // Physical Review Letters, vol. 104, Issue 12, id. 121101, 03/2010</ref>.

=== Атмасферныя з’явы і феномены ===

==== Рух атмасферы ====

[[Файл:790106-0203 Voyager 58M to 31M reduced.gif|thumb|left|Анімацыя вярчэння Юпітэра, створаная па фатаграфіях з «[[Вояджэр-1|Вояджэра-1]]», 1979 г.]]

Хуткасць вятроў на Юпітэры можа перавышаць 600 км/гадз. У адрозненне ад Зямлі, дзе цыркуляцыя [[Атмасфера Зямлі|атмасферы]] адбываецца за кошт розніцы сонечнага нагрэву ў экватарыяльных і палярных абласцях, на Юпітэры ўздзеянне [[Сонечная радыяцыя|сонечнай радыяцыі]] на тэмпературную цыркуляцыю нязначнае; галоўнымі рухаючымі сіламі з’яўляюцца патокі цяпла, якія ідуць з цэнтра планеты, і энергія, якая выдзяляецца пры хуткім руху Юпітэра вакол сваёй восі<ref name="атмосфера">{{cite web |url=http://space-horizon.ru/articles/20 |title=Атмосфера Юпитера |description=На сайте «Космический горизонт» |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCohbU3?url=http://space-horizon.ru/articles/20 |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>.

Яшчэ па наземных назіраннях астраномы падзялілі паясы і зоны ў атмасферы Юпітэра на экватарыяльныя, трапічныя, умераныя і палярныя. Нагрэтыя масы газаў, што ўзнімаюцца з глыбінь атмасферы, у зонах пад дзеяннем [[Сіла Карыёліса|карыёлісавай сілы]] выцягваюцца ўздоўж паралелей планеты, прычым супрацьлеглыя краі зон рухаюцца насустрач адзін аднаму. На межах зон і паясоў (вобласці сыходных патокаў) існуе моцная [[турбулентнасць]]<ref name="скулс-келдыш" /><ref name="атмосфера" />. На поўнач ад экватара патокі ў зонах, накіраваных на поўнач, адхіляюцца карыёлісавымі сіламі на [[Усход|ўсход]], а накіраваныя на поўдзень — на [[захад]]. У паўднёвым паўшар’і — адпаведна, наадварот<ref name="атмосфера" /> Падобную структуру на Зямлі маюць [[пасат]]ы.

==== Палосы ====

[[Файл:Jupiter on 2009-07-23 (captured by the Hubble Space Telescope).jpg|250px|міні|справа|Юпітэр у ліпені 2009]]
[[Файл:Jupiter on 2010-06-07 (captured by the Hubble Space Telescope).jpg|250px|міні|справа|Юпітэр у чэрвені 2010]]

Характэрнай асаблівасцю аблічча Юпітэра з’яўляюцца яго палосы. Існуе шэраг версій, якія тлумачаць іх паходжанне. Так, паводле адной з версій, палосы ўзнікалі ў выніку [[Канвекцыя|канвекцыі]] ў атмасферы планеты-гіганта за кошт падагрэву і, як вынік, узняцця адных слаёў і астуджэння і апускання ўніз іншых. Вясной 2010 года<ref name="полосы">
{{cite news|url=http://lenta.ru/news/2010/05/11/stripes/ |title=Астрономы объяснили полосы на Юпитере |date=11 мая 2010 |publisher=Lenta.ru |access-date=2010-10-07 |lang=ru |author=Lenta.ru}}</ref> навукоўцамі была прапанавана гіпотэза, згодна з якой палосы на Юпітэры з’явіліся ў выніку ўздзеяння яго [[Спадарожнікі Юпітэра|спадарожнікаў]]<ref name="полосы" /><ref name="stripes">{{артыкул|загаловак=How Jupiter Got Its Stripes |спасылка=http://news.sciencemag.org/sciencenow/2010/05/how-jupiter-got-its-stripes.html |мова=en |выданне=ScienceNow |год=10 May 2010}}</ref>. Мяркуецца, што пад уплывам прыцягнення спадарожнікаў на Юпітэры ўтварыліся своеасаблівыя «слупы» рэчыва, якія ў выніку кручэння і сфарміравалі палосы<ref name="полосы" /><ref name="stripes" />.

Канвектыўныя патокі, якія выносяць унутранае цяпло да паверхні, праяўляюцца ў выглядзе светлых зон і цёмных паясоў. У вобласці светлых зон адзначаецца павышаны ціск, які адпавядае ўзыходным патокам. Аблокі, якія ўтвараюць зоны, размяшчаюцца на вышэйшым узроўні (прыкладна на 20 км), а іх светлая афарбоўка тлумачыцца, мабыць, павышанай канцэнтрацыяй ярка-белых крышталёў [[аміяк]]у. Цёмныя аблокі паясоў, якія размяшчаюцца ніжэй, складаюцца, як мяркуецца, з чырвона-карычневых крышталёў гідрасульфіду [[амоній|амонію]] і маюць вышэйшую [[Тэмпература|тэмпературу]]. Гэтыя структуры з’яўляюцца абласцямі сыходных патокаў. Зоны і паясы маюць розную хуткасць руху ў кірунку кручэння Юпітэра. Перыяд абароту вагаецца на некалькі хвілін у залежнасці ад [[Шырата|шыраты]]<ref name="astro-websib" />. Гэта прыводзіць да існавання ўстойлівых занальных плыней або [[Вецер|вятроў]], якія пастаянна дзьмуць паралельна [[экватар]]у ў адным кірунку. Хуткасці ў гэтай глабальнай сістэме дасягаюць ад 50 да 150 м/с і вышэй<ref name="атмосфера" />. На межах паясоў і зон назіраецца моцная [[турбулентнасць]], якая прыводзіць да ўтварэння шматлікіх віхравых структур<ref name="атмосфера" /><ref name="левитан">{{кніга|аўтар=Е. П. Левитан. |загаловак=Астрономия: Учебник для 11 кл. общеобразовательных учреждений |выданне=9-е изд |месца={{М.}}|выдавецтва=Просвещение |год=2004 |isbn=5-09-013370-0}}</ref>. Найбольш вядомым такім утварэннем з’яўляецца [[Вялікая чырвоная пляма]], якая назіраецца на паверхні Юпітэра на працягу апошніх 300 гадоў.

Віхор падымае на паверхню аблокаў нагрэтыя масы газу з парамі малых кампанентаў. Крышталі аміячнага [[снег]]у, раствораў і злучэнняў [[аміяк]]у ў выглядзе снегу і кропель, звычайнага вадзянога снегу і лёду паступова апускаюцца ў атмасферы, пакуль не дасягаюць узроўняў, на якіх тэмпература дастатковая высокая, і выпараюцца. Пасля чаго рэчыва ў газападобным стане зноў вяртаецца ў хмарны пласт<ref name="атмосфера" />.

Летам 2007 [[тэлескоп «Хабл»]] засведчыў рэзкія змены ў атмасферы Юпітэра. Асобныя зоны ў атмасферы на поўнач і поўдзень ад экватара ператварыліся ў паясы, а паясы — у зоны. Пры гэтым змяніліся не толькі формы атмасферных утварэнняў, але і іх колер<ref>{{cite web
 |url         = http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/news/jupiter_stripes.html
 |title       = «Хаббл» зафиксировал, как Юпитер меняет свои полосы
 |description = «Hubble Catches Jupiter Changing Its Stripes» на сайте НАСА
 |access-date  = 2010-10-05
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/60qCpNedv?url=http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/news/jupiter_stripes.html
 |archive-date = 10 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}{{ref-en}}</ref>.

9 мая 2010 года астраном-аматар Энтані Уэслі ({{lang-en|Anthony Wesley}}) выявіў, што на выяве планеты раптам знікла адно з самых прыкметных і самых стабільных у часе ўтварэнняў — Паўднёвы экватарыяльны пояс. Менавіта на шыраце Паўднёвага экватарыяльнага пояса размешчана Вялікая чырвоная пляма, што «абмываецца» ім. Прычынай раптоўнага знікнення Паўднёвага экватарыяльнага пояса Юпітэра лічыцца з’яўленне над ім пласта больш светлых аблокаў, пад якімі і хаваецца паласа цёмных аблокаў<ref name="jpl_belt_loss">{{cite web
 | url           = http://www.infuture.ru/article/3261
 | title         = Загадочное исчезновение южного пояса Юпитера
 | work          = infuture.ru
 | lang          = ru
}}</ref>. Паводле дадзеных даследаванняў, праведзеных тэлескопам «Хабл», быў зроблены вывад, што пояс не знік цалкам, а проста схаваўся пад пластом аблокаў, якія складаюцца з аміяку<ref>{{cite news
|url=http://www.rian.ru/science/20100616/247037662.html
|title=Телескоп «Хаббл» разобрался, куда «пропал» пояс Юпитера
|date=16 июня 2010
|publisher=РИА Новости
|description=Лента новостей
|access-date=2010-09-25}}</ref>.

Размяшчэнне палос, іх шырыні, хуткасці кручэння, турбулентнасць і яркасць перыядычна змяняюцца<ref>Мороз В. И. Физика планет. — М.: Наука, 1967. — 496 с.</ref><ref>Тейфель В. Г. Атмосфера планеты Юпитер. — М.: Наука, 1969. — 183 с.</ref><ref>Бронштэн В. А., Седякина А. Н., Стрельцова З. А. Исследования планеты Юпитер. — М.: Наука, 1967. — С. 27.</ref><ref>Focas J. H. [https://adsabs.harvard.edu/pdf/1963LIACo..11..535F Preliminary results concerning the atmospheric activity of Jupiter and Saturn] // Mem. Soc. Roy. Sci. Liege. 1963. '''7'''. P. 535.</ref>. У кожнай паласе развіваецца свой цыкл з перыядам парадку 3-6 гадоў. Назіраюцца і глабальныя ваганні з перыядам 11-13 гадоў. Колькасны эксперымент<ref>Williams G. P. Planetary circulation: 2. The Jovian quasi-geostrophic regime // J. Atmos. Sci. 1979. '''36'''. P. 932—968.</ref> паказвае падабенства гэтай зменлівасці да т. зв. {{нп3|цыкл індэкса|цыкла індэкса|ru|Цикл индекса}}, з’явы, назіранай на Зямлі<ref>Кригель А. М. О подобии между медленными колебаниями в атмосферах планет и циклом солнечной активности // Вестник Ленинградского гос. университета. Сер. 7. 1988. Вып. 3 (№ 21). С. 122—125.</ref>.

==== Вялікая чырвоная пляма ====

{{Асноўны артыкул|Вялікая чырвоная пляма}}
[[Файл:Jupiter from Voyager 1.jpg|thumb|250px|Вялікая чырвоная пляма ў штучных колерах (фота «[[Вояджэр-1|Вояджэра-1]]»), 1979 г.]]
[[Файл:Jupiter's Great Red Spot - GPN-2003-000003.jpg|thumb|left|250px|[[Вялікая чырвоная пляма]] Юпітэра, 1 сакавіка 1979 г. (фота «[[Вояджэр-1|Вояджэра-1]]»).]]

Вялікая чырвоная пляма — авальнае ўтварэнне зменлівых памераў, размешчанае ў паўднёвай трапічнай зоне. Было адкрыта [[Роберт Гук|Робертам Гукам]] ў 1664<ref name="astrogalaxy.ru">{{cite web|url=http://www.astrogalaxy.ru/053.html|title=Солнечная система. Планеты Солнечной системы. Юпитер.|author=ООО «ФИЗИКОН»|date=2004|publisher=Astrogalaxy.ru|lang=ru|access-date=2010-10-03|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCrY1BE?url=http://www.astrogalaxy.ru/053.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>. У цяперашні час яно мае памеры 15×30 тыс. км (дыяметр [[Зямля (планета)|Зямлі]] ~ 12,7 тыс. км), а 100 гадоў таму назіральнікі адзначалі ў 2 разы большыя памеры. Часам яно бывае не вельмі выразна бачным. Вялікая чырвоная пляма — гэта ўнікальны доўгаіснуючы гіганцкі [[Ураган|ўраган]]<ref name="атмосфера" />, рэчыва ў якім круціцца супраць гадзіннікавай стрэлкі і здзяйсняе поўны абарот за 6 зямных сутак.

Дзякуючы даследаванням, праведзеным у канцы 2000 года зондам «[[Касіні (касмічны апарат)|Касіні]]», было высветлена, што Вялікая чырвоная пляма звязана з сыходнымі патокамі (вертыкальная цыркуляцыя атмасферных мас); аблокі тут вышэйшыя, а тэмпература ніжэйшая, чым у астатніх абласцях. Колер аблокаў залежыць ад вышыні: сінія структуры — самыя верхнія, пад імі ляжаць карычневыя, затым белыя. Чырвоныя структуры — самыя нізкія<ref name="astro-websib" />. Хуткасць кручэння Вялікай чырвонай плямы складае 360 км/гадз<ref name="nasa-jupiter" />. Яе сярэдняя тэмпература складае −163&nbsp;°C, прычым паміж ускраінай і цэнтральнымі часткамі плямы назіраецца розніца ў тэмпературы парадку 3-4 градусаў<ref name="пятно-на-ленте">{{cite news|url=http://lenta.ru/news/2010/03/17/spot/ |title=Астрономы заглянули внутрь Большого красного пятна Юпитера |date=17 марта 2010 |publisher=Lenta.ru |access-date=2010-10-07}}</ref><ref name="наса о пятне">{{cite web |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-086&cid=release_2010-086&msource=2010086&tr=y&auid=6073255 |title=See Spot on Jupiter. See Spot Glow. |date=March 16, 2010 |publisher=NASA |lang=en |access-date=2010-10-07 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCsZElB?url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2010-086 |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>. Гэтае адрозненне, як мяркуецца, з’яўляецца прычынаю таго, што атмасферныя газы ў цэнтры плямы круцяцца па гадзіннікавай стрэлцы, тады як на ўскраінах — супраць<ref name="пятно-на-ленте" /><ref name="наса о пятне" />. Таксама выказана здагадка аб узаемасувязі тэмпературы, ціску, руху і колеру Чырвонай плямы, хоць як іменна яна ажыццяўляецца, навукоўцы пакуль не могуць сказаць<ref name="наса о пятне" />.

Час ад часу на Юпітэры назіраюцца сутыкненні вялікіх цыкланічных сістэм. Адно з іх адбылося ў 1975 годзе, у выніку чаго чырвоны колер Плямы пабляк на некалькі гадоў. У канцы лютага 2002 года яшчэ адзін гіганцкі віхор — Белы авал — пачаў тармазіцца Вялікай чырвоным плямай, і сутыкненне працягвалася цэлы месяц<ref name="Вокруг Света">{{артыкул|аўтар=Людмила Князева. |загаловак=Пятый элемент |спасылка=http://www.vokrugsveta.ru/vs/article/228/ |мова=ru |выданне=Журнал «Вокруг Света» |тып=артыкул|выдавецтва=«Вокруг Света» |год=2002 |выпуск=2742 |нумар=7}}</ref>. Аднак яно не нанесла сур’ёзнай шкоды абодвум віхрам, бо адбылося па датычнай<ref>{{cite news |url=http://yastro.narod.ru/a1/a_news226.htm |title=Два красных пятна Юпитера движутся навстречу друг другу |publisher=Астрономические новости |access-date=2010-10-05 }}{{Недаступная спасылка}}</ref>.

Чырвоны колер Вялікай чырвонай плямы з’яўляецца загадкай. Адной з магчымых прычын могуць быць хімічныя злучэнні, якія змяшчаюць [[фосфар]]<ref name="galspace" />. Колеры і механізмы, якія ствараюць выгляд усёй атмасферы Юпітэра, да гэтага часу яшчэ мала зразумелыя і могуць быць растлумачаны толькі пры прамых вымярэннях яе параметраў.

У 1938 годзе было зафіксавана фарміраванне і развіццё трох вялікіх белых авалаў паблізу 30° паўднёвай шыраты. Гэты працэс суправаджаўся адначасовым фарміраваннем яшчэ некалькіх маленькіх белых авалаў-віхраў. Гэта пацвярджае, што Вялікая чырвоная пляма з’яўляецца самым магутным з віхраў Юпітэра. Гістарычныя запісы не выяўляюць падобных доўга існуючых сістэм у сярэдніх паўночных шыротах планеты. Назіраліся вялікія цёмныя авалы паблізу 15° паўночнай шыраты, але, мабыць, неабходныя ўмовы для ўзнікнення віхраў і наступнага іх ператварэння ва ўстойлівыя сістэмы, падобныя чырвонай пляме, існуюць толькі ў Паўднёвым паўшар’і<ref name="Вокруг Света" />.

==== Малая чырвоная пляма ====

[[Файл:Jupiter 3rd spot.jpg|200px|thumb|Вялікая чырвоная пляма і «Малая чырвоная пляма» ў маі 2008 на фатаграфіі, зробленай тэлескопам «[[Тэлескоп «Хабл»|Хабл]]»]]

Што ж тычыцца трох вышэйзгаданых белых віхраў-авалаў, то два з іх аб’ядналіся ў 1998 годзе, а ў 2000 годзе новы віхор зліўся з апошнім, трэцім авалам<ref name="ADS">{{артыкул|аўтар=A. F. Cheng, A. A. Simon-Miller, H. A. Weaver, K. H. Baines, G. S. Orton, P. A. Yanamandra-Fisher, O. Mousis, E. Pantin, L. Vanzi, L. N. Fletcher, J. R. Spencer, S. A. Stern, J. T. Clarke, M. J. Mutchler, and K. S. Noll. |загаловак=Changing Characteristics of Jupiter's Little Red Spot |спасылка=http://iopscience.iop.org/1538-3881/135/6/2446/pdf/1538-3881_135_6_2446.pdf |мова=en |выданне=The Astronomical Journal, 135:2446—2452 |год=2008 June}}</ref>. У канцы 2005 года віхор (Авал BA, {{lang-en|Oval BA}}) пачаў мяняць свой колер, набыўшы ў рэшце рэшт чырвоную афарбоўку, за што атрымаў новую назву — Малая чырвоная пляма<ref name="ADS" />. У ліпені 2006 года Малая чырвоная пляма даткнулася да свайго старэйшага «сабрата» — Вялікай чырвонай плямы. Тым не менш, гэта не аказала якога-небудзь істотнага ўплыву на абодва віхры — сутыкненне адбылося па датычнай<ref name="ADS" /><ref name="элементы">{{cite news|url=http://elementy.ru/news/430278 |title=Новости науки: Красные пятна Юпитера потёрлись друг о друга боками |publisher=Элементы. Новости |access-date=2010-10-05}}</ref>. Сутыкненне было прадказана яшчэ ў першай палове 2006 года<ref name="элементы" /><ref>{{cite news |url=http://www.cnews.ru/news/top/index.shtml?2006/06/13/203486 |title=Красные пятна Юпитера мчатся друг на друга |publisher=CNews |access-date=2010-10-05 |lang=ru |archive-url=https://web.archive.org/web/20111103200112/http://www.cnews.ru/news/top/index.shtml?2006%2F06%2F13%2F203486 |archive-date=3 лістапада 2011 |url-status=dead }}</ref>.

==== Маланкі ====

[[Файл:JupiterStorm.jpg|thumb|left|396px|Маланкі (яркія ўспышкі на ніжнім квадраце), звязаныя са штормам на Юпітэры.]]

У цэнтры віхру ціск аказваецца вышэйшым, чым у навакольным раёне, а самі ўраганы акружаны ўзбурэннямі з нізкім ціскам. Паводле здымкаў, зробленых касмічнымі зондамі «Вояджэр-1» і «Вояджэр-2», было ўстаноўлена, што ў цэнтры такіх віхраў назіраюцца ўспышкі [[Маланка|маланак]] каласальных памераў, працягласцю ў тысячы кіламетраў<ref name="атмосфера" />. Магутнасць маланак на тры парадкі перавышае зямныя<ref name="Beasley_2002">{{cite web
 |author      = Dolores Beasley, Steve Roy, Megan Watzke.
 |date        = February 27, 2002
 |url         = http://chandra.harvard.edu/press/02_releases/press_022702.html
 |title       = Jupiter Hot Spot Makes Trouble For Theory
 |publisher   = Chandra Press Room
 |access-date  = 2010-09-20
 |lang        = en
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/60qCt1uIM?url=http://chandra.harvard.edu/press/02_releases/press_022702.html
 |archive-date = 10 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>.

==== Гарачыя цені ад спадарожнікаў ====

Яшчэ адною незразумелаю з’явай можна назваць «гарачыя цені». Паводле дадзеных радыёвымярэнняў, праведзеных у 1960-х гадах, у месцах, куды на Юпітэр падаюць цені ад яго спадарожнікаў, тэмпература прыкметна павышаецца, а не паніжаецца, як можна было б чакаць<ref>[http://www.sciencemag.org/content/153/3742/1418.extract R.L.Widley. Hot shadows on Jupiter. Science, 16 September 1966: Vol. 153 no. 3742 pp. 1418—1419]</ref>.

== Магнітнае поле і магнітасфера ==
{{main|Магнітасфера Юпітэра}}
[[Файл:Jovian magnetosphere vs solar wind.svg|thumb|300px|right|Схема магнітнага поля Юпітэра]]

Першая прыкмета любога [[Магнітнае поле планет|магнітнага поля]] — радыё- і [[рэнтгенаўскае выпраменьванне]]. Аб будове магнітнага поля можна меркаваць з дапамогай мадэлей працэсаў, якія адбываюцца. Так было ўстаноўлена, што магнітнае поле Юпітэра мае не толькі дыпольны складнік, але і квадрупольны, актупольны і іншыя гармонікі вышэйшых парадкаў. Мяркуецца, што магнітнае поле ствараецца дынама-машынай, падобнай на зямную. Але ў адрозненне ад Зямлі, правадніком токаў на Юпітэры служыць пласт металічнага гелію<ref>{{cite journal
|last=Russell |first=C.T. |title= Planetary Magnetospheres
|journal=Reports on Progress in Physiscs |volume=56 |pages=687-732 |year=1993 |url=http://www.iop.org/EJ/article/0034-4885/56/6/001/rp930601.pdf |format=pdf |doi= 10.1088/0034-4885/56/6/001}}</ref>.

Вось магнітнага поля нахіленая да восі кручэння 10,2 ± 0,6°, амаль як і на Зямлі, аднак паўночны магнітны полюс размешчаны побач з паўднёвым геаграфічным, а паўднёвы магнітны — з паўночным геаграфічным<ref>{{артыкул
|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AREPS..20..289B
|загаловак=Giant planet magnetospheres
|аўтар=Bagenal, Fran.
|выданне=STI
}}
</ref>. Напружанасць поля на ўзроўні бачнай паверхні аблокаў роўная 14 [[Эрстэд, адзінка вымярэння|Э]] каля паўночнага полюса і 10,7 Э каля паўднёвага. Яго палярнасць адваротная палярнасці зямнога магнітнага поля<ref name="astro-websib" /><ref name="ярослав экспресс">{{cite news|url=http://www.jaroslaff.net/modules.php?name=Articles&pa=showarticle&articles_id=1409|title=Юпитер — планета или будущая звезда?|publisher=Ярослав Экспресс|access-date=2010-10-05}}</ref>.

Форма магнітнага поля ў Юпітэра моцна сплюшчаная і нагадвае дыск, у адрозненне ад кроплепадобнай у Зямлі. [[Цэнтрабежная сіла]], якая дзейнічае на раскручаную плазму з аднаго боку, і цеплавы ціск гарачай плазмы з другога расцягваюць сілавыя лініі, утвараючы на адлегласці 20 R<sub>J</sub> структуру, якая нагадвае тонкі блін, таксама вядомую як магнітадыск. Ён мае тонкую токавую структуру паблізу магнітнага экватара<ref>{{cite journal
|last=Russell |first=C.T.
|title= The dynamics of planetary magnetospheres |journal=Planetary and Space Science |volume=49 |pages=1005-1030 |year=2001 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001P%26SS...49.1005R |doi= 10.1016/S0032-0633(01)00017-4}}</ref>.

Вакол Юпітэра, як і вакол большасці планет [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэмы]], існуе [[Магнітасфера Юпітэра|магнітасфера]] — вобласць, у якой паводзіны зараджаных часціц, [[Плазма|плазмы]], вызначаюцца магнітным полем. Для Юпітэра крыніцамі такіх часціц з’яўляюцца [[сонечны вецер]] і спадарожнік [[Іо (спадарожнік)|Іо]]. Вулканічны попел, які выкідаецца вулканамі Іо, іанізуецца пад дзеяннем сонечнага ультрафіялету. Так утвараюцца іоны серы і кіслароду: S<sup>+</sup>, O<sup>+</sup>, S<sup>2+</sup> і O<sup>2+</sup>. Гэтыя часціцы пакідаюць атмасферу спадарожніка, аднак застаюцца на арбіце вакол яго, утвараючы [[Тор (геаметрыя)|тор]]. Гэты тор быў адкрыты апаратам «Вояджэр-1», ён ляжыць у плоскасці экватара Юпітэра і мае радыус у 1 R<sub>J</sub> ў папярочным сячэнні і радыус ад цэнтра (у дадзеным выпадку ад цэнтра Юпітэра) да ўтваральнай паверхні ў 5,9 R<sub>J</sub><ref>{{артыкул
|аўтар=Robert A. Brown. |загаловак=The Jupiter Hot Plasma Torus: Observed Electron Temperature and Energy Flows |спасылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1981ApJ...244.1072B&db_key=AST&link_type=ARTICLE |мова=en
|выданне=The Astrophysical Journal |месца=Arizona |выдавецтва=The American Astronomical Society |год=1981 |выпуск=244 |старонкі=1072—1080 |doi=10.1086/158777}}</ref>. Менавіта ён вызначае дынаміку магнітасферы Юпітэра.

[[Файл:PIA04433 Jupiter Torus Diagram.png|thumb|left|300px|Магнітасфера Юпітэра. Захопленыя магнітным полем іоны сонечнага ветру на схеме паказаны чырвоным колерам, пояс нейтральнага вулканічнага газу [[Іо (спадарожнік)|Іо]] — зялёным, пояс нейтральнага газу [[Еўропа (спадарожнік)|Еўропы]] — сінім. ENA — нейтральныя атамы. Паводле дадзеных зонда «[[Касіні (касмічны апарат)|Касіні]]», атрыманых у пачатку 2001]]

Набягаючы сонечны вецер ураўнаважваецца ціскам магнітнага поля на адлегласці ў 50-100 радыусаў планеты, без уплыву Іо гэта адлегласць была б не большая за 42 R<sub>J</sub>. На начным баку працягваецца за арбіту Сатурна<ref name="shvedun" />, дасягаючы ў даўжыню 650 млн км і больш<ref name="nasa-jupiter" /><ref name="astrogalaxy.ru" /><ref name="астрономия для любителя">{{cite web |url=http://astro-era.narod.ru/solar/jupiter/inside_jupiter.html |title=Строение Юпитера |description=Астрономия для любителя |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100407205822/http://astro-era.narod.ru/solar/jupiter/inside_jupiter.html |archive-date=7 красавіка 2010 |url-status=dead }}</ref>. Паскораныя ў магнітасферы Юпітэра электроны дасягаюць Зямлі. Калі б магнітасферу Юпітэра можна было бачыць з паверхні Зямлі, то яе вуглавыя памеры перавышалі б памеры Месяца<ref name="ярослав экспресс" />.

=== Радыяцыйныя паясы ===

Юпітэр мае магутныя радыяцыйныя паясы<ref name="belt">{{cite news
|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2001/03/010329075139.htm|title=Jupiter Radiation Belts Harsher Than Expected|date=29 March 2001|publisher=ScienceDaily|description=Science News|lang=en
|access-date=2010-09-22}}</ref>. Пры збліжэнні з Юпітэрам «[[Галілеа (касмічны апарат)|Галілеа]]» атрымаў дозу радыяцыі, якая ў 25 разоў перавышае смяротную дозу для чалавека. Выпраменьванне радыяцыйнага пояса Юпітэра ў радыёдыяпазоне ўпершыню было выяўлена ў 1955 годзе. [[Радыёвыпраменьванне]] носіць сінхронны характар. [[Электрон]]ы ў радыяцыйных паясах валодаюць велізарнай [[энергія]]й, якая складае каля 20 [[МэВ]]<ref>{{cite news
|url=http://www.nature.com/nature/journal/v415/n6875/full/415987a.html |title=Ultra-relativistic electrons in Jupiter's radiation belts |last=S. J. Bolton, M. Janssen, R. Thorne, and etc.
|date=28 February 2002 |publisher=Nature |description=Letters to Nature |lang=en
|access-date=2010-09-22}}</ref>, пры гэтым зонд «Касіні» выявіў, што шчыльнасць электронаў у радыяцыйных паясах Юпітэра ніжэйшая, чым чакалася. Паток электронаў у радыяцыйных паясах Юпітэра можа быць вельмі небяспечны для касмічных апаратаў, бо апаратура пад уздзеяннем радыяцыі можа выйсці са строю<ref name="belt" />. Наогул, радыёвыпраменьванне Юпітэра не з’яўляецца строга аднародным і сталым — як па часе, так і па частаце. Сярэдняя частата такога выпраменьвання, паводле дадзеных даследаванняў, складае каля 20 МГц, а ўвесь дыяпазон частот — ад 5-10 да 39,5 Мгц<ref>{{cite web|url=http://www.jupiterradio.com/j/articles/prob/|title=Information about Planetary Radio Emissions and the RadioJOVE Jupiter Radio Telescope|publisher=Jupiter Radio Astronomy|access-date=2010-10-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20030321085606/http://www.jupiterradio.com/j/articles/prob/|archive-date=21 сакавіка 2003|url-status=dead}}{{ref-en}}</ref>.

Юпітэр акружаны [[іанасфера]]й працягласцю 3000 км.

=== Палярныя ззянні на Юпітэры ===

[[Файл:Jupiter.Aurora.HST.mod.ru.svg|thumb|350 px|Структура палярных ззянняў на Юпітэры: паказана асноўнае кольца, палярнае выпраменьванне і плямы, якія ўзніклі як вынік узаемадзеяння з натуральнымі спадарожнікамі Юпітэра.]]

На Юпітэры назіраюцца яркія ўстойлівыя ззянні вакол абодвух палюсоў. У адрозненне ад палярных ззянняў на Зямлі, якія паяўляюцца ў перыяды павышанай [[сонечная актыўнасць|сонечнай актыўнасці]], палярныя ззянні Юпітэра з’яўляюцца пастаяннымі, хоць іх інтэнсіўнасць мяняецца з дня ў дзень. Яны складаюцца з трох галоўных кампанентаў: асноўная і найбольш яркая вобласць параўнальна невялікая (менш за 1000 км у шырыню), размешчаная прыкладна ў 16° ад магнітных палюсоў<ref name="=Auroralemissions">{{cite journal |last=Bhardwaj |first=A. |title=Auroral emissions of the giant planets |year=2000 |journal=Reviews of Geophysics |volume=38 |issue=3 |pages=295-353 |url=http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf |doi=10.1029/1998RG000046 |format=pdf |last2=Gladstone |first2=G.R. |access-date=24 красавіка 2014 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110628210428/http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf |archive-date=28 чэрвеня 2011 |url-status=dead }}</ref>; гарачыя плямы — сляды магнітных сілавых ліній, якія злучаюць іанасферы спадарожнікаў з іанасферай Юпітэра, і вобласці кароткачасовых выкідаў, размешчаныя ўсярэдзіне асноўнага кальца. Выкіды палярных ззянняў былі выяўленыя амаль ва ўсіх частках электрамагнітнага спектра, ад радыёхваль да [[Рэнтгенаўскае выпраменьванне|рэнтгенаўскіх]] прамянёў (да 3 кэВ), аднак яны найбольш яркія ў сярэднім інфрачырвоным дыяпазоне (даўжыня хвалі 3-4 [[Мікрон|мкм]] і 7-14 мкм) і глыбокай ультрафіялетавай вобласці спектра (даўжыня хвалі 80-180 [[Нанаметр|нм]]).

Становішча асноўных палярных кольцаў устойлівае, як і іх форма. Аднак іх выпраменьванне моцна мадулюецца ціскам сонечнага ветру — чым мацнейшы вецер, тым слабейшыя палярныя ззянні. Устойлівасць ззянняў падтрымліваецца вялікім прытокам электронаў, што паскараюцца за кошт рознасці патэнцыялаў паміж іанасферай і магнітадыскам<ref>{{cite journal
|last=Blanc
|first=M.
|author2=Kallenbach, R.
|author3=Erkaev, N.V.
|title=Solar System magnetospheres
|year=2005
|volume=116
|pages=227-298
|doi=10.1007/s11214-005-1958-y| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005SSRv..116..227B
|journal = Space Science Reviews}}</ref>. Гэтыя электроны спараджае ток, які падтрымлівае сінхроннасць кручэння ў магнітадыску. Энергія гэтых электронаў 10 — 100 кэВ; пранікаючы глыбока ўнутр атмасферы, яны іанізуюць і ўзбуджаюць малекулярны [[вадарод]], выклікаючы [[Ультрафіялетавае выпраменьванне|ўльтрафіялетавае выпраменьванне]]. Акрамя таго, яны разаграваюць іанасферу, чым тлумачыцца моцнае [[інфрачырвонае выпраменьванне]] палярных ззянняў і частковы нагрэў [[Тэрмасфера|тэрмасферы]]<ref name="=Auroralemissions"/>.

Гарачыя плямы звязаны з трыма [[Галілеевы спадарожнікі|галілеевымі спадарожнікамі]]: [[Іо (спадарожнік)|Іо]], [[Еўропа (спадарожнік)|Еўропа]] і [[Ганімед (спадарожнік)|Ганімед]]. Яны ўзнікаюць з-за таго, што плазма запавольваецца паблізу спадарожнікаў. Самыя яркія плямы належаць Іо, бо гэты спадарожнік з’яўляецца асноўным пастаўшчыком плазмы, плямы Еўропы і Ганімеда значна слабейшыя. Яркія плямы ўнутры асноўных кольцаў, якія з’яўляюцца час ад часу, як лічыцца, звязаныя з узаемадзеяннем магнітасферы і сонечнага ветру<ref name="=Auroralemissions"/>.

=== Вялікая рэнтгенаўская пляма ===

[[Файл:Jupiter Aurora.jpg|thumb|right|250px|Камбінаванае фота Юпітэра ў тэлескопа «[[Хабл (тэлескоп)|Хабл]]» і з рэнтгенаўскага тэлескопа «[[Чандра, тэлескоп|Чандра]]» — люты 2007 г.]]
{{main|Вялікая рэнтгенаўская пляма}}

Арбітальным тэлескопам «Чандра» у снежні 2000 года на полюсах Юпітэра (галоўным чынам, на паўночным полюсе) выяўлена крыніца пульсуючага [[Рэнтгенаўскае выпраменьванне|рэнтгенаўскага выпраменьвання]], названая [[Вялікая рэнтгенаўская пляма|Вялікай рэнтгенаўскай плямай]]. Прычыны гэтага выпраменьвання пакуль загадка<ref name="Beasley_2002"/><ref name="сияющий гигант">{{cite news |url=http://www.popmech.ru/article/1516-siyayuschiy-gigant/ |title=Сияющий гигант: Юпитер в свете |date=4 апреля 2007 |publisher=Популярная Механика |access-date=2010-10-17 |archive-url=https://web.archive.org/web/20111103172200/http://www.popmech.ru/article/1516-siyayuschiy-gigant/ |archive-date=3 лістапада 2011 |url-status=dead }}</ref>.

== Мадэлі фарміравання і эвалюцыі ==

=== Гіпотэзы аб узнікненні і фарміраванні Юпітэра ===
Значны ўклад ва ўяўленні аб фарміраванні і эвалюцыі зорак уносяць назіранні экзапланет. Так, з іх дапамогай былі ўстаноўлены рысы, агульныя для ўсіх планет, падобных да Юпітэра:

* Яны ўтвараюцца яшчэ да моманту рассейвання [[Протапланетны дыск|протапланетнага дыска]].
* Значную ролю ў фарміраванні адыгрывае [[акрэцыя]].
* Узбагачэнне цяжкімі хімічнымі элементамі за кошт планетазімалей.

Існуюць дзве асноўныя гіпотэзы, якія тлумачаць працэсы ўзнікнення і фарміравання Юпітэра.

Паводле першай гіпотэзы, якая атрымала назву гіпотэзы «кантракцыі», адноснае падабенства хімічнага складу Юпітэра і [[Сонца]] (вялікая доля вадароду і гелію) тлумачыцца тым, што ў працэсе ўтварэння планет на ранніх стадыях развіцця [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэмы]] ў газапылавым дыску ўтварыліся масіўныя «згушчэнні», з якіх утварыліся планеты, г. зн. Сонца і планеты фарміраваліся падобным чынам<ref name="формирование планет">{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1202789|title=Астронет>Происхождение Солнечной системы (планетная космогония)|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCticXG?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1202789|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>. Праўда, гэтая гіпотэза не тлумачыць усё ж такі наяўныя адрозненні ў хімічным складзе планет: [[Сатурн (планета)|Сатурн]], напрыклад, утрымлівае больш цяжкіх хімічных элементаў, чым Юпітэр, а той, у сваю чаргу, больш, чым Сонца<ref name="формирование планет" />. Планеты ж зямной групы вельмі моцна адрозніваюцца па сваім хімічным складзе ад планет-гігантаў.

Другая гіпотэза (гіпотэза «акрэцыі») кажа, што працэс утварэння Юпітэра, а таксама Сатурна, адбываўся ў два этапы. Спачатку на працягу некалькіх дзясяткаў мільёнаў гадоў<ref name="формирование планет" /> фарміраваліся цвёрдыя шчыльныя целы, накшталт планет зямной групы. Затым пачаўся другі этап, калі на працягу некалькіх соцень тысяч гадоў адбывалася акрэцыя газу з першаснага протапланетнага воблака на гэтыя целы, якія дасягнулі да таго моманту масы ў некалькі мас Зямлі.

Яшчэ на першым этапе з вобласці Юпітэра і Сатурна частка газу рассеялася, што прывяло да некаторых адрозненняў у хімічным складзе гэтых планет і Сонца. На другім этапе тэмпература знешніх слаёў Юпітэра і Сатурна дасягала 5000&nbsp;°C і 2000&nbsp;°C адпаведна<ref name="формирование планет" />. [[Уран (планета)|Уран]] жа і [[Нептун (планета)|Нептун]] дасягнулі крытычнай масы, неабходнай для пачатку акрэцыі, значна пазней, што паўплывала як на іх масы, так і на хімічны склад<ref name="формирование планет" />.

У 2004 годзе Катарынай Лодэрс з [[Універсітэт Вашынгтона|Універсітэта Вашынгтона]] была прапанавана гіпотэза, паводле якой ядро Юпітэра складаецца ў асноўным з нейкага клейкага арганічнага рэчыва, што, у сваю чаргу, у значнай ступені паўплывала на захоп ядром рэчыва з навакольнай вобласці прасторы. Каменна-смаляное ядро, якое ўтварылася ў выніку, сілай свайго прыцягнення «захапіла» газ з сонечнай туманнасці, утварыўшы сучасны Юпітэр<ref name="астро-ньюс" /><ref>{{cite news |url=http://www.ntsomz.ru/news/news_cosmos/jupiter_16_des |title=Предложена новая модель строения ядра Юпитера |date=16 декабря 2004 года |publisher=Федеральное космическое агентство «Научный центр оперативного мониторинга Земли» |access-date=2010-10-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20160308234849/http://ntsomz.ru/news/news_cosmos/jupiter_16_des |archive-date=8 сакавіка 2016 |url-status=dead }}</ref>. Гэтая ідэя ўпісваецца ў другую гіпотэзу аб узнікненні Юпітэра шляхам акрэцыі.

=== Юпітэр як «няўдалая зорка» ===

[[Файл:Jupiter-Earth-Spot comparison.jpg|thumb|200px|Параўнальныя памеры Юпітэра і Зямлі.]]

Тэарэтычныя мадэлі паказваюць, што калі б маса Юпітэра была нашмат большая за яго рэальную масу, то гэта прывяло б да сціскання планеты. Невялікія змены масы не выклікалі б колькі-небудзь значных змен радыуса. Аднак калі б маса Юпітэра перавышала яго рэальную масу ў чатыры разы, шчыльнасць планеты ўзрасла б да такой ступені, што пад дзеяннем узрослай [[Гравітацыя|гравітацыі]] памеры планеты моцна зменшыліся б. Такім чынам, як відаць, Юпітэр мае максімальны дыяметр, які магла б мець планета з падобнай будовай і гісторыяй. З далейшым павелічэннем масы сцісканне працягвалася б да таго часу, пакуль у працэсе [[фарміраванне зоркі|фарміравання зоркі]] Юпітэр не стаў бы [[Карычневы карлік|карычневым карлікам]] з масай, якая б пераўзыходзіла яго цяперашнюю прыкладна ў 50 разоў<ref name="tristan286">{{cite journal
 |last = Guillot|first = Tristan
 |title=Interiors of Giant Planets Inside and Outside the Solar System
 |journal=Science|year=1999|volume=286|issue=5437
 |pages=72—77|access-date=2007-08-28
 |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/286/5437/72
 |doi=10.1126/science.286.5437.72
 |pmid=10506563}}</ref><ref>{{cite web |url=http://astro-world.narod.ru/solarsystem/jupiter/jupiterall.html |title=Юпітэр на Астра-Уорлд |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCfkk7x?url=http://astro-world.narod.ru/solarsystem/jupiter/jupiterall.html |archive-date=10 жніўня 2011 |lang=ru |url-status=live }}</ref>. Гэта дае астраномам падставы лічыць Юпітэр «няўдалай зоркай», хоць незразумела, ці падобныя працэсы фарміравання такіх планет, як Юпітэр, з тымі, што прыводзяць да фарміравання двайных зорных сістэм. Для таго, каб стаць зоркай, Юпітэру трэба было б быць у 75 разоў масіўнейшым: самы маленькі з вядомых [[Чырвоны карлік|чырвоных карлікаў]] усяго толькі на 30 % большы ў дыяметры<ref>{{cite journal
 |author = Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I.
 |title=An expanded set of brown dwarf and very low mass star models
 |journal=Astrophysical Journal|year=1993|volume=406
 |issue=1|pages=158—71
 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...406..158B
 |access-date=2007-08-28 |doi = 10.1086/172427
}}
</ref><ref>{{cite news
 |first=Didier
 |last=Queloz
 |title=VLT Interferometer Measures the Size of Proxima Centauri and Other Nearby Stars
 |publisher=European Southern Observatory
 |date=November 19, 2002
 |url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-22-02.html
 |access-date=2007-01-12
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20070103234953/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2002/pr-22-02.html
 |archive-date=3 студзеня 2007
 |url-status=dead
 }}</ref>.

=== Гіпотэзы аб існаванні жыцця ў атмасферы Юпітэра ===

У цяперашні час наяўнасць жыцця на Юпітэры здаецца малаверагоднай: нізкая канцэнтрацыя [[Вада|вады]] ў [[Атмасфера Юпітэра|атмасферы]], адсутнасць цвёрдай паверхні і г. д. Аднак яшчэ ў 1970-х гадах амерыканскі астраном [[Карл Саган]] гаварыў пра магчымасць існавання ў верхніх пластах атмасферы Юпітэра жыцця на аснове [[аміяк]]у<ref>{{cite web |url=http://daviddarling.info/encyclopedia/J/Jupiterlife.html |title=Life on Jupiter |publisher=daviddarling.info |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCkhOnD?url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/J/Jupiterlife.html |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>. Варта адзначыць, што нават на невялікай глыбіні ў атмасферы тэмпература і шчыльнасць дастаткова высокія<ref name="nasa-jupiter" />, і магчымасць, па меншай меры, хімічнай эвалюцыі выключаць нельга, бо хуткасць і імавернасць праходжання хімічных рэакцый спрыяюць гэтаму. Аднак магчымае існаванне на Юпітэры і водна-вуглевадароднага жыцця: у пласце атмасферы, у якім ёсць [[воблакі]] з вадзянога пару, тэмпература і ціск таксама вельмі спрыяльныя. Карл Саган сумесна з Э. Э. Солпітэрам, зрабіўшы вылічэнні ў рамках законаў хіміі і фізікі, апісалі тры ўяўныя формы жыцця, якія могуць існаваць у атмасферы Юпітэра<ref>''Карл Саган''. Космос: Эволюция Вселенной, жизни и цивилизации. — СПб: Амфора, 2008. — С. 58-61. ISBN 978-5-367-00829-6</ref>:

* '''Сінкеры''' ({{lang-en|sinker}} — «грузіла») — малюсенькія арганізмы, якія размнажаюцца вельмі хутка. Яны даюць вялікую колькасць нашчадкаў. Гэта дазваляе выжыць частцы з іх пры наяўнасці небяспечных канвектыўных патокаў, здольных панесці сінкераў у гарачыя ніжнія пласты атмасферы.
* '''Флоатэры''' ({{lang-en|floater}} — «паплавок») — гіганцкія (велічынёй з зямны горад) арганізмы, падобныя да [[Паветраны шарык|паветраных шароў]]. Флоатэр адпампоўвае з паветранага мяшка [[гелій]] і пакідае [[вадарод]], што дазваляе яму трымацца ў верхніх пластах атмасферы. Ён можа харчавацца арганічнымі малекуламі або выпрацоўваць іх самастойна, як зямныя [[расліна|расліны]].
* '''Хантэр''' ({{lang-en|hunter}} — «паляўнічы») — драпежныя арганізмы, якія палююць на флоатэраў.

=== Будучыня Юпітэра і яго спадарожнікаў ===

Вядома, што [[Сонца]] ў выніку паступовага вычэрпвання свайго [[Тэрмаядзерная рэакцыя|тэрмаядзернага]] паліва павялічвае сваю свяцільнасць прыкладна на 11 % кожныя 1,1 млрд гадоў<ref>{{cite web|url=http://www.membrana.ru/particle/775|title=Далёкая звезда осветила планы спасения Земли от смерти Солнца|author=Леонид Попов|publisher=Membrana.ru|access-date=2013-03-02|archive-url=https://www.webcitation.org/6EzB4nY5v?url=http://www.membrana.ru/particle/775|archive-date=9 сакавіка 2013|url-status=dead}}</ref>, і ў выніку гэтага яго калязоркавая заселеная зона перамесціцца за межы сучаснай зямной арбіты, пакуль не дасягне сістэмы Юпітэра. Павелічэнне яркасці Сонца ў гэты перыяд разагрэе спадарожнікі Юпітэра, дазволіўшы вызваліцца на іх паверхню вадкай вадзе<ref>{{cite web|url=http://www.astronomytoday.com/astronomy/sun.html|title=Sun, the solar system's only star|author=Marc Delehanty|publisher=Astronomy Today|access-date=2013-03-02|archive-url=https://www.webcitation.org/6EzB6PIQW?url=http://www.astronomytoday.com/astronomy/sun.html|archive-date=9 сакавіка 2013|url-status=live}}</ref>, а значыць, створыць умовы для падтрымання жыцця. Праз 7,59 мільярда гадоў Сонца стане [[Чырвоны гігант|чырвоным гігантам]]<ref name="Schroder2008">{{cite journal|author= K. P. Schroder, Robert Connon Smith|title= Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=386 |pages=155–163 | year=2008 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386..155S }}</ref>. Мадэль паказвае, што адлегласць паміж Сонцам і газавым гігантам скароціцца з 765 да 500 млн км. У такіх умовах Юпітэр пяройдзе ў новы клас планет, так званых «гарачых Юпітэраў»<ref>{{cite web|url=http://arxiv.org/abs/1207.2770|title=Jupiter will become a hot Jupiter: Consequences of Post-Main-Sequence Stellar Evolution on Gas Giant Planets|author=David S. Spiegel, Nikku Madhusudhan|date=11 июля 2012 г.|publisher=Astrophysics|lang=en|access-date=2013-03-02}}</ref>. Тэмпература на яго паверхні дасягне 1000 К<ref name="lenta">{{cite web|url=http://lenta.ru/news/2012/07/18/hotjupiter/|title=Астрономы предсказали судьбу Юпитера|publisher=Лента.Ру|access-date=2013-03-02|archive-url=https://www.webcitation.org/6EzB6ytix?url=http://lenta.ru/news/2012/07/18/hotjupiter/|archive-date=9 сакавіка 2013|url-status=live}}</ref>, што выкліча цёмна-чырвонае свячэнне планеты<ref name="lenta"/>. Спадарожнікі стануць непрыдатнымі для падтрымання жыцця і будуць прадстаўляць сабой высушаныя распаленыя пустыні.

== Спадарожнікі і кольцы ==

{{Асноўны артыкул|Спадарожнікі Юпітэра}}

[[Файл:Jupiter.moons1.jpg|300px|міні|злева|Галілеевыя спадарожнікі]]

[[Файл:Jupitermoon.jpg|300px|міні|справа|[[Іо (спадарожнік)|Іо]], [[Ганімед (спадарожнік)|Ганімед]], [[Каліста (спадарожнік)|Каліста]] і [[Еўропа (спадарожнік)|Еўропа]]]]

Паводле дадзеных на студзень 2012 года, у Юпітэра вядома 67 [[Спадарожнік (космас)|спадарожнікаў]] — найбольшае значэнне сярод планет [[Сонечная сістэма|Сонечнай сістэмы]]<ref>{{cite news|url=http://www.kipnews.org/2012/01/30/two-new-moons-of-jupiter/|title=Two new moons of Jupiter|date=30 January 2012|publisher=Kipnews|lang=en|access-date=2012-02-02|archive-url=https://web.archive.org/web/20130730044407/http://www.kipnews.org/2012/01/30/two-new-moons-of-jupiter/|archive-date=30 ліпеня 2013|url-status=dead}}</ref>. Паводле ацэнак, спадарожнікаў можа быць не менш за сотню<ref name="солсис" />. Спадарожнікі маюць у асноўным імёны розных міфічных персанажаў, так ці інакш звязаных з [[Зеўс]]ам-[[Юпітэр (міфалогія)|Юпітэрам]]<ref>{{cite web|url=http://nineplanets.org/jupiter.html|title=Jupiter|publisher=Nineplanets.org|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCuuW2q?url=http://nineplanets.org/jupiter.html|archive-date=10 жніўня 2011|lang=en|url-status=live}}</ref>. Спадарожнікі падзяляюць на дзве вялікія групы — унутраныя (8 спадарожнікаў, галілеевыя і негалілеевыя ўнутраныя спадарожнікі) і знешнія (55 спадарожнікаў, таксама падпадзяляюцца на дзве групы) — такім чынам, усяго атрымліваецца 4 «разнавіднасці»<ref name="астрономия сегодня">{{cite web |url=http://extraordinary.net.ru/?p=103 |title=Спутники Юпитера |publisher=Астрономия сегодня |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCv8sFA?url=http://extraordinary.net.ru/?p=103 |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>. Чатыры самыя вялікія спадарожнікі — [[Іо (спадарожнік)|Іо]], [[Еўропа (спадарожнік)|Еўропа]], [[Ганімед (спадарожнік)|Ганімед]] і [[Каліста (спадарожнік)|Каліста]] — былі адкрытыя яшчэ ў 1610 годзе [[Галілеа Галілей|Галілеа Галілеем]]<ref name="astro-websib" /><ref name="шведун-спутники">{{cite web |url=http://www.shvedun.ru/jupiter-sp1.htm |title=Спутники Юпитера. Галилеевы спутники — Ио, Европа, Ганимед и Каллисто. Внутренние и внешние спутники Юпитера |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCuFnot?url=http://www.shvedun.ru/jupiter-sp1.htm |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref><ref>{{cite web |url=http://tvroscosmos.ru/frm/vestidata/2008/vesti22_3_8_2.php |title=Телерадиостудия Роскосмоса |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCvj8sb?url=http://tvroscosmos.ru/frm/vestidata/2008/vesti22_3_8_2.php |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>. Адкрыццё спадарожнікаў Юпітэра паслужыла першым сур’ёзным фактычным довадам на карысць [[Геліяцэнтрычная сістэма свету|геліяцэнтрычнай сістэмы]] [[Мікалай Капернік|Каперніка]]<ref name="астрономия сегодня" /><ref>{{кніга|аўтар=Биленкин Д. А. |загаловак=Путь мысли |выданне=Научно-худ. лит-ра |месца={{М.}} |выдавецтва=Дет. лит. |год=1982 |старонкі=С. 190—191}}</ref>.

=== Еўропа ===

Найбольш цікавая Еўропа са сваім глабальным акіянам. Нельга выключаць, што ў акіяне можа існаваць жыццё. Спецыяльныя даследаванні паказалі, што акіян распасціраецца ўглыб на 90 км, яго аб’ём пераўзыходзіць аб’ём зямнога [[Сусветны акіян|Сусветнага акіяна]]<ref name="первый-взгляд">{{cite web |url=http://www.otherland.ru/page/pervyj-vzgljad-na-jupiter |title=Первый взгляд на Юпитер |publisher=Познавательный сайт «Другая Земля» |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCwLWY5?url=http://www.otherland.ru/page/pervyj-vzgljad-na-jupiter |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>. Паверхня Еўропы спярэшчаная разломамі і расколінамі, якія ўзніклі ў ледзяным панцыры спадарожніка<ref name="первый-взгляд" />. Выказвалася меркаванне, што крыніцай цяпла для Еўропы служыць менавіта сам акіян, а не ядро спадарожніка. Існаванне падлёднага акіяна магчыма таксама на [[Каліста (спадарожнік)|Каліста]] і [[Ганімед (спадарожнік)|Ганімедзе]]<ref name="Вокруг Света" />. Мяркуючы, што за 1-2 млрд гадоў [[кісларод]] мог пракрасціся ў падлёдны акіян, навукоўцы тэарэтычна дапускаюць наяўнасць жыцця на спадарожніку<ref>{{cite news|url=http://lenta.ru/news/2010/10/05/ice/ |title=На Европе нашли незамерзающую активность |author=Лента.Ру |date=05.10.2010 |publisher=Лента.Ру |lang=ru |access-date=2010-10-05}}</ref><ref>{{cite news|url=http://lenta.ru/news/2010/05/28/oxygen/ |title=Спутник Юпитера признали годным для рыбалки |author=Лента.Ру |date=28.05.2010 |publisher=Лента.Ру |lang=ru |access-date=2010-10-05}}</ref>. У акіяне Еўропы ўтрымліваецца дастаткова кіслароду, каб падтрымліваць існаванне не толькі аднаклетачных форм жыцця, але і больш буйных<ref>{{cite news|url=http://lenta.ru/news/2009/10/09/europe/ |title=В океанах спутника Юпитера нашли много кислорода |author=Лента.Ру |date=09.10.2009 |publisher=Лента.Ру |lang=ru |access-date=2010-10-07}}</ref>. Гэты спадарожнік займае другое месца па магчымасці ўзнікнення жыцця пасля [[Энцэлад (спадарожнік Сатурна)|Энцэлада]]<ref>{{cite news|url=http://lenta.ru/news/2009/10/09/habit/|title=Составлен рейтинг пригодных для обитания мест Солнечной системы |author=Лента. Ру |date=09.10.2009 |publisher=Лента. Ру |lang=ru |access-date=2010-10-07}}</ref>.

=== Іо ===

[[Файл:JupiterandIo.jpg|thumb|left|200px|Праходжанне спадарожніка [[Іо (спадарожнік)|Іо]] перад Юпітэрам, 24 ліпеня 1996 г., тэлескоп «[[Хабл (тэлескоп)|Хабл]]».]]
[[Файл:Tvashtarvideo.gif|thumb|left|200px|Вулканічная актыўнасць [[Іо (спадарожнік)|Іо]], КА «[[Новыя гарызонты]]», 1 сакавіка 2007 г.]]

[[Іо (спадарожнік)|Іо]] цікавы наяўнасцю магутных дзеючых [[вулкан]]аў; паверхня спадарожніка залітая прадуктамі вулканічнай актыўнасці<ref name="Galileo">{{cite web |url=http://galspace.spb.ru/index113.html |title=Результат исследований КА «Галилео» на орбите Юпитера |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCxbPqn?url=http://galspace.spb.ru/index113.html |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref><ref name="химия_и_жизнь">{{артыкул |аўтар=Силкин, Б. И. |загаловак=Странный мир Ио |спасылка=http://publ.lib.ru/ARCHIVES/H/%27%27Himiya_i_jizn%27%27%27/%27%27Himiya_i_jizn%27%27%27,1982,N04.%5Bdjv%5D.zip |выданне=Журнал «Химия и жизнь» |год=1982 |выпуск=№ 4 |старонкі=С. 57—59 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120323140131/http://publ.lib.ru/ARCHIVES/H/%27%27Himiya_i_jizn%27%27%27/%27%27Himiya_i_jizn%27%27%27,1982,N04.%5Bdjv%5D.zip |archive-date=23 сакавіка 2012 }}</ref>. На фотаздымках, зробленых касмічнымі зондамі, відаць, што паверхня Іо мае ярка-жоўтую афарбоўку з плямамі карычневага, чырвонага і цёмна-жоўтага колераў. Гэтыя плямы — вынік вывяржэнняў вулканаў Іо, якія складаюцца пераважна з [[Сера|серы]] і яе злучэнняў; колер вывяржэнняў залежыць ад іх [[Тэмпература|тэмпературы]]<ref name="химия_и_жизнь" />.

=== Ганімед і Каліста ===

Ганімед з’яўляецца самым вялікім спадарожнікам не толькі Юпітэра, але і наогул у Сонечнай сістэме сярод усіх [[Спадарожнікі планет|спадарожнікаў планет]]<ref name="солсис" />. Ганімед і Каліста пакрытыя шматлікімі кратарамі, на Каліста многія з іх акружаны расколінамі<ref name="солсис" />. Таксама на Каліста, як мяркуецца, пад паверхняй таксама ёсць акіян; на гэта ўскосна паказвае магнітнае поле Каліста, якое можа быць спароджана электрычнымі токамі ў салёнай вадзе ўнутры спадарожніка. Таксама на карысць гэтай гіпотэзы сведчыць тое, што магнітнае поле ў Каліста змяняецца ў залежнасці ад яго арыентацыі на магнітнае поле Юпітэра, гэта значыць, што пад паверхняй дадзенага спадарожніка існуе высокаправодная вадкасць<ref>{{cite web |url=http://www.sai.msu.ru/neb/rw/natsat/jup_sat/callisto/index.htm |title=Каллисто |publisher=Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга (ГАИШ) |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCy9RtG?url=http://www.sai.msu.ru/neb/rw/natsat/jup_sat/callisto/index.htm |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref><ref>{{cite web |url=http://www.allplanets.ru/solar_sistem/jupiter/Callisto.htm |title=Каллисто |publisher=Планетные системы |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCyR1l7?url=http://www.allplanets.ru/solar_sistem/jupiter/Callisto.htm |archive-date=10 жніўня 2011 |url-status=live }}</ref>.

=== Асаблівасці галілеевых спадарожнікаў ===

[[Файл:Galileanasnom.PNG|міні|справа]]

Усе буйныя спадарожнікі Юпітэра круцяцца сінхронна і заўсёды павернутыя да Юпітэра адным і тым жа бокам у выніку ўплыву магутных [[прыліўныя сілы|прыліўных сіл]] планеты-гіганта. Пры гэтым Еўропа, Іо і Ганімед знаходзяцца адзін з адным у [[Арбітальны рэзананс|арбітальным рэзанансе]] 4:2:1<ref name="allplanets" /><ref name="солсис" />. Да таго ж, сярод спадарожнікаў Юпітэра існуе заканамернасць: чым далей спадарожнік ад планеты, тым меншая яго шчыльнасць (у Іо — 3,53 г/см³, Еўропы — 2,99 г/см³, Ганімеда — 1,94 г/см³, Каліста — 1,83 г/см³)<ref name="съеденные спутники">{{артыкул|загаловак=Съеденные спутники, или упавшие звезды |спасылка=http://www.vokrugsveta.ru/telegraph/cosmos/897/ |выданне=Журнал «Вокруг света»}}</ref>. Гэта залежыць ад колькасці вады на спадарожніку: на Іо яе практычна няма, на Еўропе — 8 % , на Ганімедзе і Каліста — да паловы іх масы<ref name="съеденные спутники" /><ref>{{cite web |url=http://freescince.narod.ru/ganimed/stat.html |title=Ганимед |description=Информация о спутнике Юпитера Ганимеде на астрономическом сайте freescince.narod.ru |access-date=2010-10-05 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCylmBI?url=http://freescince.narod.ru/ganimed/stat.html |archive-date=10 жніўня 2011 |lang=ru |url-status=live }}</ref>.

=== Малыя спадарожнікі Юпітэра ===

Астатнія спадарожнікі нашмат меншыя і прадстаўляюць сабой скалістыя целы няправільнай формы. Сярод іх ёсць і такія, якія круцяцца ў адваротны бок. З ліку малых спадарожнікаў Юпітэра значную цікавасць у навукоўцаў выклікае [[Амальтэя (спадарожнік)|Амальтэя]]: як мяркуецца, унутры яе існуе сістэма пустот, якія ўзніклі ў выніку катастрофы, што адбылася ў далёкім мінулым — з-за метэарытнай бамбардзіроўкі Амальтэя распалася на часткі, якія затым зноў сабраліся пад дзеяннем узаемнай гравітацыі, але так і не сталі адзіным маналітным целам<ref>{{cite news|url=http://www.grani.ru/Society/Science/m.16861.html|title=Спутник Юпитера Амальтея после катастрофы превратился в груду камней|date=12 декабря 2002|publisher=Новостной сайт Грани.ру|access-date=2010-10-05}}</ref>.

[[Метыда (спадарожнік)|Метыда]] і [[Адрастэя (спадарожнік)|Адрастэя]] — найбліжэйшыя да Юпітэра спадарожнікі з дыяметрамі прыкладна 40 і 20 км адпаведна. Яны рухаюцца па краі галоўнага кольца Юпітэра па арбіце радыусам 128 тысяч км, робяць абарот вакол Юпітэра за 7 гадзін і з’яўляюцца пры гэтым самымі хуткімі спадарожнікамі Юпітэра<ref>[http://galspace.spb.ru/index47-3.html Гигант Юпитер. Спутники Юпитера]</ref>.

Агульны дыяметр усёй сістэмы спадарожнікаў Юпітэра складае 24 млн км<ref name="астрономия сегодня" />. Акрамя таго, мяркуецца, што ў мінулым спадарожнікаў у Юпітэра было яшчэ больш, але некаторыя з іх ўпалі на планету пад уздзеяннем яе магутнай гравітацыі<ref name="шведун-спутники" />.

=== Спадарожнікі з адваротным кручэннем вакол Юпітэра ===

Спадарожнікі Юпітэра, чые назвы заканчваюцца на «э» — [[Кармэ (спадарожнік)|Кармэ]], [[Сінопэ (спадарожнік)|Сінопэ]], [[Ананке (спадарожнік)|Ананкэ]], [[Пасіфэ (спадарожнік)|Пасіфэ]] і іншыя (гл. [[група Ананкэ]], [[група Кармэ]], [[група Пасіфэ]]) — абарочваюцца вакол планеты ў адваротным кірунку (рэтраградны рух) і, паводле меркаванняў вучоных, утварыліся не разам з Юпітэрам, а былі захопленыя ім пазней. Аналагічнай уласцівасцю валодае спадарожнік [[Планета Нептун|Нептуна]] [[Трытон (спадарожнік)|Трытон]]<ref>{{cite web|url=http://www.astrolab.ru/cgi-bin/manager.cgi?id=46&num=959|title=Вращение Солнечной системы|publisher=Astrolab.ru|lang=ru|access-date=2010-10-16|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCzF5Ee?url=http://www.astrolab.ru/cgi-bin/manager.cgi?id=46|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>.

=== Часовыя спадарожнікі Юпітэра ===

Некаторыя каметы прадстаўляюць сабой часовыя спадарожнікі Юпітэра. Так, у прыватнасці, камета Кусіды — Мурамацу ў перыяд з 1949 па 1961 гг. была спадарожнікам Юпітэра, здзейсніўшы за гэты час вакол планеты два абароты<ref name="временные луны">{{cite news|url=http://lenta.ru/news/2009/09/14/jupiter/|title=Астрономы нашли сбежавшую от Юпитера луну|date=14 сентября 2009 |publisher=Lenta.ru|access-date=2010-10-07}}</ref><ref>{{артыкул|загаловак=Jupiter Captured Comet as Temporary Moon|спасылка=http://www.universetoday.com/40038/jupiter-captured-comet-as-temporary-moon/ |мова=en |выданне=Universe Today|год=September 13, 2009}}</ref><ref>{{cite news |url=http://www.membrana.ru/lenta/?9637 |title=Комета 12 лет была луной Юпитера |date=15 сентября 2009 |publisher=Мембрана.ру |access-date=2010-10-17 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100131175643/http://www.membrana.ru/lenta/?9637 |archive-date=31 студзеня 2010 |url-status=dead }}</ref>. Акрамя гэтага аб’екта, вядомыя яшчэ як мінімум 4 часовыя спадарожнікі планеты-гіганта<ref name="временные луны" />.

=== Кольцы Юпітэра ===

У Юпітэра ёсць слабыя [[Кольцы Юпітэра|кольцы]], выяўленыя ў час праходжання «[[Вояджэр-1|Вояджэра-1]]» міма Юпітэра ў 1979 годзе<ref>{{cite web|url=http://galspace.spb.ru/index46-1.html|title=Гигант Юпитер. Космические характеристики|description=Исследование Солнечной системы. Астрономия и планеты|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qCzwelw?url=http://galspace.spb.ru/index46-1.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>. Наяўнасць кольцаў дапускаў яшчэ ў 1960 годзе савецкі астраном Сяргей Усехсвяцкі<ref name="левитан" /><ref>{{артыкул|аўтар=Всехсвятский С.К.|загаловак=Кольцо комет и метеоритов вокруг Юпитера|выданне=Природа|год=1960|нумар=9|старонкі=87—88}}</ref><ref>{{артыкул|загаловак=В небесах — Юпитер. Царь планет и его семья|спасылка=http://www.vokrugsveta.com/S4/nebesa/jupiter.htm|выданне=Вокруг света. Журнал виртуальных путешествий}}</ref>: на аснове даследавання далёкіх пунктаў арбіт некаторых камет Усехсвяцкі заключыў, што гэтыя каметы могуць вылятаць з кальца Юпітэра, і выказаў здагадку, што кольцы ўтварыліся ў выніку вулканічнай дзейнасці спадарожнікаў Юпітэра (вулканы на Іо адкрыты праз два дзесяцігоддзі)<ref name="Cesevich">{{кніга|аўтар=Цесевич В.П.|загаловак=Что и как наблюдать на небе|год=1984|выдавецтва=Наука|старонак=304|месца={{М.}}|выданне=6-е изд}}</ref>.

Кольцы аптычна тонкія, аптычная таўшчыня іх ~ 10<sup>−6</sup>, а альбеда часціц усяго 1,5 %. Аднак назіраць іх усё ж магчыма: пры фазавых вуглах, блізкіх да 180 градусаў (погляд «супраць святла»), яркасць кольцаў узрастае прыкладна ў 100 разоў, а цёмны начны бок Юпітэра не пакідае засвятлення. Усяго кольцаў тры: адно галоўнае, «павуціннае» і гало.

[[Файл:Кольца Юпитера - Rings of Jupiter.jpg|thumb|left|280px|Фатаграфія кольцаў Юпітэра. Зробленая «Галілеа» ў прамым рассеяным святле.]]

Галоўнае кольца распасціраецца ад 122 500 да 129 230 км ад цэнтра Юпітэра. Унутры галоўнае кольца пераходзіць у тараідальнае гало, а са знешняга боку кантактуе з павуцінным. Назіранае прамое рассейванне выпраменьвання ў аптычным дыяпазоне характэрна для пылавых часціц мікроннага памеру. Аднак пыл у наваколлі Юпітэра падвяргаецца магутным негравітацыйным адхіленням, з-за гэтага час жыцця пылінак 10<sup>3±1</sup> гадоў. Гэта азначае, што павінна быць крыніца гэтых пылінак. На ролю падобных крыніц падыходзяць два малыя спадарожнікі, якія ляжаць унутры галоўнага кальца, — [[Метыда (спадарожнік)|Метыда]] і [[Адрастэя (спадарожнік)|Адрастэя]]. Сутыкаючыся з [[метэароід]]амі, яны спараджаюць рой мікрачасцінак, якія распаўсюджваюцца па арбіце вакол Юпітэра. Назіранні павуціннага кольца выявілі два асобныя паясы рэчыва, якія пачынаюцца на арбітах [[Фіва (спадарожнік)|Фівы]] і [[Амальтэя (спадарожнік)|Амальтэі]]. Структура гэтых паясоў нагадвае будову задыякальных пылавых комплексаў<ref name="динамика" />.

=== Траянскія астэроіды ===

{{Асноўны артыкул|Траянскія астэроіды}}

Траянскія астэроіды — група астэроідаў, размешчаных у раёне [[Пункты Лагранжа|пунктаў Лагранжа]] L<sub>4</sub> і L<sub>5</sub> Юпітэра. Астэроіды знаходзяцца з Юпітэрам у рэзанансе 1:1 і рухаюцца разам з ім па арбіце вакол Сонца<ref>{{артыкул|аўтар=Marzari, F.; Scholl, H.; Murray C.; Lagerkvist C.|загаловак=Origin and Evolution of Trojan Asteroids|спасылка=http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3007.pdf|мова=en|месца=Tucson, Arizona|выдавецтва=University of Arizona Press|год=2002|старонкі=725—738}}</ref>. Пры гэтым існуе традыцыя называць аб’екты, размешчаныя каля пункта L<sub>4</sub>, імёнамі грэчаскіх герояў, а каля L<sub>5</sub> — траянскіх. Усяго на чэрвень 2010 адкрыта 1583 такія аб’екты<ref>{{cite web|url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/JupiterTrojans.html|title=List of Jupiter Trojans|description=IAU Minor Planet Center|lang=en|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD0ZB1U?url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/JupiterTrojans.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>.

Існуе дзве тэорыі, якія тлумачаць паходжанне траянцаў. Першая сцвярджае, што яны ўзніклі на канчатковым этапе фарміравання Юпітэра (разглядаецца варыянт з акрэцыяй). Разам з рэчывам былі захопленыя планетазімалі, на якія таксама ішла акрэцыя, а паколькі механізм быў эфектыўным, то палова з іх апынулася ў гравітацыйнай пастцы. Недахопы гэтай тэорыі: колькасць аб’ектаў, якія ўзніклі такім чынам, на чатыры парадкі большая за назіраную, і яны маюць значна большы нахіл арбіты<ref>{{артыкул|аўтар=F. Marzari, H. Scholl, C. Murray, C. Lagerkvist.|загаловак=Origin and Evolution of Trojan Asteroids|спасылка=http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3007.pdf}}</ref>.

Другая тэорыя — дынамічная. Праз 300—500 млн гадоў пасля фарміравання Сонечнай сістэмы Юпітэр і Сатурн праходзілі праз рэзананс 1:2. Гэта прывяло да перастройкі арбіт: [[Нептун (планета)|Нептун]], [[Плутон (карлікавая планета)|Плутон]] і Сатурн павялічылі радыус арбіты, а Юпітэр паменшыў. Гэта паўплывала на гравітацыйную ўстойлівасць [[Пояс Койпера|пояса Койпера]], і частка астэроідаў, якія яго засялялі, перасялілася на арбіту Юпітэра. Адначасова з гэтым былі разбураныя ўсе першапачатковыя траянцы, калі такія былі<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0712.0553L Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the …]</ref>.

Далейшы лёс траянцаў невядомы. Шэраг слабых рэзанансаў Юпітэра і Сатурна прымусіць іх хаатычна рухацца, але якая будзе гэтая сіла хаатычнага руху і ці будуць яны выкінутыя са сваёй цяперашняй арбіты, цяжка сказаць. Акрамя гэтага, сутыкненні паміж сабой павольна, але няўхільна памяншаюць колькасць траянцаў. Нейкія фрагменты могуць стаць [[Спадарожнік (космас)|спадарожнікамі]], а нейкія [[камета]]мі<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2005CeMDA..92...53R The Observed Trojans and the Global Dynamics Around The Lagrangian Points of the …]</ref>.

== Сутыкненні нябесных цел з Юпітэрам ==

=== Камета Шумейкераў — Леві ===
[[Файл:Jupitersatelliteimpact.jpg|thumb|200px|След ад аднаго з абломкаў каметы Шумейкераў — Леві, здымак з тэлескопа «[[Хабл (тэлескоп)|Хабл]]», ліпень 1994 г.<ref name="apod">{{cite web
 | author      = H. Hammel (MIT), WFPC2, HST, NASA
 | url         = http://apod.nasa.gov/apod/ap980728.html
 | title       = Impact on Jupiter
 | publisher   = Astronomy Picture of the Day
 | access-date  = 28 июля 1998
 | lang        = en
}}</ref>]]
{{Асноўны артыкул|Камета Шумейкераў — Леві 9}}

У ліпені 1992 года да Юпітэра наблізілася камета. Яна прайшла на адлегласці каля 15 тысяч кіламетраў ад верхняй мяжы аблокаў, і магутнае гравітацыйнае ўздзеянне планеты-гіганта разарвала яе [[Ядро каметы|ядро]] на 17 вялікіх частак. Гэты каметны рой быў выяўлены на абсерваторыі Маўнт-Паломар мужам і жонкай Кэралін і Юджынам Шумейкерамі і астраномам-аматарам Дэвідам Леві. У 1994 годзе, пры наступным збліжэнні з Юпітэрам, усе абломкі каметы ўрэзаліся ў атмасферу планеты<ref name="nasa-jupiter" /> з велізарнай хуткасцю — каля 64 кіламетраў у секунду. Гэты грандыёзны касмічны катаклізм назіраўся як з Зямлі, так і з дапамогай касмічных сродкаў, у прыватнасці, з дапамогай касмічнага [[Тэлескоп «Хабл»|тэлескопа «Хабл»]], спадарожніка IUE і міжпланетнай касмічнай станцыі «[[Галілеа (касмічны апарат)|Галілеа]]». Падзенне ядраў суправаджалася ўспышкамі выпраменьвання ў шырокім спектральным дыяпазоне, газавымі выкідамі і фарміраваннем доўгажывучых віхраў, змяненнем радыяцыйных паясоў Юпітэра і з’яўленнем палярных ззянняў, паслабленнем яркасці плазменнага тора [[Іо (спадарожнік)|Іо]] ў крайнім [[Ультрафіялетавае выпраменьванне|ультрафіялетавым]] дыяпазоне<ref>Фортов В Е, Гнедин Ю Н, Иванов М Ф, Ивлев А В, Клумов Б А «[http://ufn.ru/ru/articles/1996/4/c/ Столкновение кометы Шумейкер—Леви 9 с Юпитером: что мы увидели]» УФН 166 391—422 (1996)</ref>.

=== Іншыя падзенні ===

[[Файл:371566main Hompage Jupiter Impact v2 226x170.jpg|thumb|left|250px|Пляма ў раёне Паўднёвага полюса Юпітэра — 20 ліпеня 2009, інфрачырвоны тэлескоп у абсерваторыі Мауна-Кеа, [[Гаваі]].]]

19 ліпеня 2009 года ўжо згаданы вышэй астраном-аматар Энтані Уэслі ({{lang-en|Anthony Wesley}}) выявіў [[Падзенне на Юпітэр нябеснага цела (2009)|цёмную пляму]] ў раёне Паўднёвага полюса Юпітэра. У далейшым гэтую знаходку пацвердзілі ў абсерваторыі Кек на Гаваях<ref name="jpl_Indicate_Object_en">{{cite web
 |author      = Carolina Martinez.
 |url         = http://jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2009-112
 |title       = New NASA Images Indicate Object Hits Jupiter
 |publisher   = Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif
 |access-date  = 23 июля 2009
 |lang        = en
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/60qD0j90w?url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2009-112
 |archive-date = 10 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref><ref name="jpl_Indicate_Object_ru">{{cite web
 |url         = http://starmission.ru/blog/planetary_system/60.html
 |title       = Пятно на Юпитере подтвердило НАСА
 |access-date  = 23 июля 2009
 |lang        = ru
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/60qD197di?url=http://starmission.ru/blog/planetary_system/60.html
 |archive-date = 10 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref>. Аналіз атрыманых дадзеных паказаў, што найбольш імаверным целам, якое звалілася ў атмасферу Юпітэра, быў каменны [[астэроід]]<ref>[http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2011-028 Asteroids Ahoy! Jupiter Scar Likely from Rocky Body] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20110127202427/http://www.jpl.nasa.gov/news/news.cfm?release=2011-028 |date=27 студзеня 2011 }}</ref>.

3 чэрвеня 2010 года ў 20:31 па міжнародным часе два незалежныя назіральнікі — Энтані Уэслі ({{lang-en|Anthony Wesley}}, [[Аўстралія]]) і Крыстафер Го ({{lang-en|Christopher Go}}, [[Філіпіны]]) — заснялі ўспышку над атмасферай Юпітэра, што, хутчэй за ўсё, узнікла ад падзення новага, раней невядомага цела на Юпітэр. Праз суткі пасля гэтай падзеі новыя цёмныя плямы ў атмасферы Юпітэра не выяўленыя. Ужо праведзеныя назіранні на найбуйнейшых інструментах Гавайскіх астравоў (Gemini, Keck і IRTF) і запланаваны назіранні на касмічным тэлескопе «Хабл»<ref>{{cite web|url=http://www.spaceweather.com/archive.php?view=1&day=05&month=06&year=2010|title=JUPITER IMPACT!|description=видео вспышки 03-06-2010 в атмосфере Юпитера|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD1x9YT?url=http://www.spaceweather.com/archive.php?view=1|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref><ref>{{cite web|url=http://jupiter.samba.org/jupiter/20100603-203129-impact/index.html|title=Jupiter Impact on June 3 2010|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD2chG4?url=http://jupiter.samba.org/jupiter/20100603-203129-impact/index.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref><ref>{{cite web|url=http://planetary.org/blog/article/00002524/|title=The June 3 Jupiter Impact: 22 hours later|publisher=The Planetary Society|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD2lVEU?url=http://planetary.org/blog/article/00002524/|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=dead}}</ref><ref>{{cite web|url=http://planetary.org/blog/article/00002521/|title=A NEW! Impact on Jupiter|publisher=The Planetary Society|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD2yWEc?url=http://planetary.org/blog/article/00002521/|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref><ref>{{cite web|url=http://planetary.org/blog/article/00002522/|title=Confirmation of the Jupiter impact from Christopher Go|publisher=The Planetary Society|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD38rMk?url=http://planetary.org/blog/article/00002522/|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=dead}}</ref><ref name="jpl_impact">{{cite web
 |url         = http://lenta.ru/news/2010/06/04/hit/
 |title       = В Юпитер врезалось неизвестное небесное тело
 |publisher   = lenta.ru
 |access-date  = 04 июня 2010
 |lang        = ru
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/60qD3KHJU?url=http://lenta.ru/news/2010/06/04/hit/
 |archive-date = 10 жніўня 2011
 |url-status     = live
}}</ref><ref>{{cite news|url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2010/11jun_missingdebris/|title=Jupiter Impact: Mystery of the Missing Debris|publisher=NASA Science. Science News|lang=en|access-date=2010-10-05 |archive-url=https://web.archive.org/web/20140422172920/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2010/11jun_missingdebris/ |archive-date=22 красавіка 2014 |url-status=dead }}</ref>. 16 чэрвеня 2010 года НАСА апублікавала прэс-рэліз, у якім паведамляецца, што на здымках, атрыманых ад касмічнага тэлескопа «Хабл» 7 чэрвеня 2010 года (праз чацвёра сутак пасля фіксавання ўспышкі), не выяўлены прыкметы падзення ў верхніх пластах атмасферы Юпітэра<ref>{{cite web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/meteor-jupiter.html|title=Mysterious Flash on Jupiter Left No Debris Cloud|lang=en|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qD3yHL5?url=http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/meteor-jupiter.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>.

20 жніўня 2010 года ў 18:21:56 па міжнародным часе адбылася ўспышка над хмарным покрывам Юпітэра, якую выявіў японскі астраном-аматар Масаюкі Тацікава з прэфектуры [[Кумамота]] на зробленым ім відэазапісе. На наступны дзень пасля аб’явы аб дадзенай падзеі знайшлося пацвярджэнне ад незалежнага назіральніка Аокі Кадзуа (Aoki Kazuo) — аматара астраноміі з [[Токіа]]. Як мяркуецца, гэта магло быць падзенне астэроіда або каметы ў атмасферу планеты-гіганта<ref>{{cite news|url=http://news.mail.ru/society/4319688|title=Астроном-любитель заснял столкновение небесного тела с Юпитером|access-date=2010-10-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20100824180347/http://news.mail.ru/society/4319688|archive-date=24 жніўня 2010|url-status=dead}}</ref><ref>{{cite web
 |url         = http://www.onenewspage.com/news/Science/20100822/14285703/Jupiter-lights-up-on-apparent-contact-with-astral.htm
 |title       = Jupiter lights up on apparent contact with astral body
 |publisher   = One News Page
 |access-date  = 22 August 2010
 |lang        = en
 |archive-url  = https://www.webcitation.org/60qD4OywW?url=http://www.onenewspage.com/news/Science/20100822/14285703/Jupiter-lights-up-on-apparent-contact-with-astral.htm
 |archive-date = 10 жніўня 2011
 |url-status     = dead
}}</ref><ref>{{cite news|first= Kelly|last= Beatty|title= Another Flash on Jupiter!|url= http://www.skyandtelescope.com/observing/home/101264994.html|publisher= SkyandTelescope.com — Homepage Observing|date= August 22, 2010|language= en|access-date= 2010-09-20|archive-url= https://web.archive.org/web/20100826072538/http://www.skyandtelescope.com/observing/home/101264994.html|archive-date= 26 жніўня 2010|url-status= dead}}</ref><ref>{{cite news|url=http://alpo-j.asahikawa-med.ac.jp/kk10/j100820r.htm|title=Первое сообщение о вспышке на Юпитере 20 августа 2010 года|access-date=2010-10-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20110811181059/http://alpo-j.asahikawa-med.ac.jp/kk10/j100820r.htm|archive-date=11 жніўня 2011|url-status=dead}}</ref><ref>{{cite web|url=http://blogs.yahoo.co.jp/schmidt_1954/32259464.html|title=Подтверждение вспышки 20 августа 2010 года|lang=jp|access-date=2010-10-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20100827002258/http://blogs.yahoo.co.jp/schmidt_1954/32259464.html|archive-date=27 жніўня 2010|url-status=dead}}</ref>.

== Даследаванне Юпітэра касмічнымі апаратамі ==

{{main|Даследаванні Юпітэра касмічнымі апаратамі}}

=== Касмічныя зонды ===
<gallery perrow="3" widths="250px" heights="250px">
Файл:Pioneer 10 Construction.jpg|КА «[[Піянер-10]]», 20 снежня 1971
Файл:Voyager.jpg|КА «[[Вояджэр-1]]», 1 верасня 1979
Файл:Galileo Preparations - GPN-2000-000672.jpg|КА «[[Галілеа (касмічны апарат)|Галілеа]]», 3 жніўня 1989
Файл:Parts of Ulysses.jpg|КА «[[КА Уліс|Уліс]]», запуск — 6 кастрычніка 1990
Файл:Cassini assembly.jpg|КА «[[Касіні (касмічны апарат)|Касіні]]», 18 снежня 1997
Файл:New Horizons 1.jpg|КА «[[Новыя гарызонты]]», 4 лістапада 2005
</gallery>

Юпітэр вывучаўся выключна апаратамі [[НАСА]] ЗША. У канцы 1980-х — пачатку 1990-х гг. быў распрацаваны праект савецкай АМС «Цыялкоўскі» для даследавання Сонца і Юпітэра, які планаваўся да запуску ў 1990-х гг., але не быў рэалізаваны з прычыны [[Распад СССР|распаду СССР]].

У 1973 і 1974 міма Юпітэра прайшлі «[[Піянер-10]]» і «[[Піянер-11]]»<ref name="astro-websib" /> на адлегласці (ад аблокаў) 132 тыс. км і 43 тыс. км адпаведна. Апараты перадалі некалькі сот здымкаў (невысокага разрознення) планеты і галілеевых спадарожнікаў, упершыню вымералі асноўныя параметры магнітнага поля і [[Магнітасфера Юпітэра|магнітасферы Юпітэра]], былі ўдакладненыя маса і памеры спадарожніка Юпітэра — [[Іо (спадарожнік)|Іо]]<ref name="astro-websib" /><ref name="Вокруг Света" />. Таксама менавіта падчас пралёту міма Юпітэра апарата «Піянер-10» з дапамогай апаратуры, усталяванай на ім, удалося выявіць, што колькасць энергіі, што выпраменьваецца Юпітэрам у [[Касмічная прастора|касмічную прастору]], пераўзыходзіць колькасць энергіі, атрыманай ім ад Сонца<ref name="astro-websib" />.
[[Файл:Jupiter gany.jpg|thumb|left|200px|Фатаграфія Юпітэра, зробленая «[[Вояджэр-1|Вояджэрам-1]]» 24 студзеня 1979 года з адлегласці 40 млн км]]

У 1979 годзе каля Юпітэра праляцелі «Вояджэры»<ref name="shvedun" /> (на адлегласці 207 тыс. км і 570 тыс. км). Упершыню былі атрыманы здымкі з высокім разрозненнем планеты і яе спадарожнікаў (усяго было перададзена каля 33 тыс. фотаздымкаў), былі выяўленыя [[кольцы Юпітэра]]; апараты таксама перадалі вялікую колькасць іншых каштоўных дадзеных, уключаючы звесткі аб хімічным складзе атмасферы, дадзеныя па магнітасферы і г. д.<ref name="Вокруг Света" />; таксама былі атрыманы («Вояджэрам-1») дадзеныя аб тэмпературы верхніх слаёў атмасферы<ref>{{артыкул|аўтар=Atreya, S. K.; Donahue, T. M.; Festou, M.|загаловак=Jupiter: Structure and Composition of the Upper Atmosphere|спасылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=1981ApJ...247L..43A&db_key=AST&link_type=ARTICLE|мова=en|выданне=Журнал The Astrophysical Journal|тып=статья|выдавецтва=The American Astronomical Society|год=1981|выпуск=247|старонкі=43—47|doi=10.1086/183586}}</ref>.

У 1992 годзе міма планеты прайшоў «[[КА Уліс|Уліс]]» на адлегласці 900 тыс. км. Апарат правёў вымярэнні магнітасферы Юпітэра («Уліс» прызначаны для вывучэння Сонца і не мае фотакамер).

[[Файл:Europa Jupiter System Mission artist concept.jpg|thumb|225px|[[Europa Jupiter System Mission]] у ваколіцах Юпітэра ва ўяўленні мастака (запланавана на 2020)]]

З 1995 года па 2003 год на арбіце Юпітэра знаходзіўся «[[Галілеа (касмічны апарат)|Галілеа]]»<ref name="astro-websib" /><ref name="галактика" />. З дапамогай гэтай місіі было атрымана мноства новых дадзеных. У прыватнасці, спускальны апарат упершыню вывучыў атмасферу газавай планеты знутры. Мноства здымкаў з высокім разрозненнем і дадзеныя іншых вымярэнняў дазволілі падрабязна вывучыць дынаміку атмасферных працэсаў Юпітэра, а таксама зрабіць новыя адкрыцці, якія тычацца яго спадарожнікаў. У 1994 годзе з дапамогай «Галілеа» навукоўцы змаглі назіраць падзенне на Юпітэр асколкаў [[Камета Шумейкераў — Леві 9|каметы Шумейкераў — Леві 9]]<ref name="Galileo" />. Хаця галоўная антэна «Галілеа» не раскрылася (з гэтай прычыны паток дадзеных склаў толькі 1 % ад патэнцыяльна магчымага), тым не менш, усе асноўныя мэты місіі былі дасягнуты.

У 2000 годзе міма Юпітэра праляцеў «[[Касіні (касмічны апарат)|Касіні]]». Ён зрабіў шэраг фотаздымкаў планеты з рэкордным (для маштабных здымкаў) разрозненнем і атрымаў новыя дадзеныя аб плазменным торы Іо. Паводле здымкаў «Касіні» былі складзеныя самыя падрабязныя на сённяшні дзень каляровыя «карты» Юпітэра, на якіх памер самых дробных дэталей складае 120 км. Пры гэтым былі выяўленыя некаторыя незразумелыя з’явы, як, напрыклад, загадкавая цёмная пляма ў паўночных прыпалярных раёнах Юпітэра, бачная толькі ў ультрафіялетавым святле<ref name="gal&cas">{{cite web|url=http://galspace.spb.ru/index45-1.html|title=Юпитер — «Галилео» и «Кассини»|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qDA7NZM?url=http://galspace.spb.ru/index45-1.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>. Таксама было выяўлена велізарнае воблака газу вулканічнага паходжання, якое працягнулася ад Іо ў адкрыты космас на адлегласць парадку 1 [[а. а.]] (150 млн км)<ref name="gal&cas" />. Акрамя таго, быў пастаўлены ўнікальны эксперымент па вымярэнні магнітнага поля планеты адначасова з двух пунктаў («Касіні» і «Галілеа»).

{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 2em; margin-left: 0em;"
|+ Вывучэнне Юпітэра касмічнымі апаратамі з пралётнай траекторыі
|-
!Зонд
!Дата падлёту
!Адлегласць
|-
|[[Піянер-10]]
|[[3 снежня]] [[1973]]
|style="text-align: right;"|130 000 км
|-
|[[Піянер-11]]
|[[4 снежня]] [[1974]]
|style="text-align: right;"|34 000 км
|-
|[[Вояджэр-1]]
|[[5 сакавіка]] [[1979]]
|style="text-align: right;"|349 000 км
|-
|[[Вояджэр-2]]
|[[9 ліпеня]] [[1979]]
|style="text-align: right;"|570 000 км
|-
|rowspan="2"|[[КА Уліс|Уліс]]
|[[8 лютага]] [[1992]]
|style="text-align: right;"|409 000 км
|-
|[[4 лютага]] [[2004]]
|style="text-align: right;"|120 000 000 км
|-
|[[Касіні (касмічны апарат)|Касіні]]
|[[30 снежня]] [[2000]]
|style="text-align: right;"|10 000 000 км
|-
|[[Новыя гарызонты]]
|[[28 лютага]] [[2007]]
|style="text-align: right;"|2 304 535 км
|}

28 лютага 2007 па дарозе да [[Плутон (карлікавая планета)|Плутона]] ў ваколіцах Юпітэра здзейсніў [[гравітацыйны манеўр]] апарат «Новыя гарызонты»<ref name="astro-websib" /><ref>{{cite news|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/02/070228131940.htm|title=NASA Spacecraft Gets Boost From Jupiter For Pluto Encounter|date=1 March 2007|publisher=ScienceDaily|description=Science News|lang=en|access-date=2010-09-22}}</ref>. Былі зроблены здымкі планеты і спадарожнікаў<ref>{{cite web|url=http://freescince.narod.ru/jupiter/photo_nh_2.html|title=Юпитер — Фотографии c «Новых горизонтов»|description=freescince.narod.ru|access-date=2010-10-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20080303212045/http://freescince.narod.ru/jupiter/photo_nh_2.html|archive-date=3 сакавіка 2008|url-status=dead}}</ref><ref>{{cite news|url=http://www.astrogorizont.com/content/read-101|title=Космический аппарат «Новые горизонты» встретится с Юпитером...|publisher=Астрогоризонт.ком. Новости НАСА на русском языке|access-date=2010-10-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20111103210049/http://www.astrogorizont.com/content/read-101|archive-date=3 лістапада 2011|url-status=dead}}</ref>, дадзеныя ў аб’ёме 33 гігабайт перададзеныя на Зямлю, атрыманы новыя звесткі<ref name="юпитер-молнии-вокруг-света">{{артыкул|загаловак=На Юпитере сверкают молнии|спасылка=http://www.vokrugsveta.ru/news/2370/|выданне=Вокруг света|год=10 октября 2007}}</ref><ref>{{cite web|url=http://freescince.narod.ru/jupiter/artcl_15.html|title=Система Юпитера в новом свете от «Новых горизонтов»|date=14.05.2007|description=freescince.narod.ru|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qDAj7CT?url=http://freescince.narod.ru/jupiter/artcl_15.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>.

У жніўні 2011 года запушчаны апарат «Юнона» (Juno), які павінен выйсці на [[палярная арбіта|палярную арбіту]] Юпітэра і правесці дэталёвыя даследаванні планеты<ref>{{cite web|url=http://newfrontiers.nasa.gov/missions_juno.html|title=New Frontiers — Missions — Juno|lang=en|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qDBmfr2?url=http://newfrontiers.nasa.gov/missions_juno.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=dead}}</ref><ref name="юпитер-икс">{{cite web|url=http://jupiter-x.ru/|title=Планета Юпитер|description=Главная страница сайта «Планета Юпитер»|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qDBxg3o?url=http://jupiter-x.ru/|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>. Такая арбіта — не ўздоўж экватара планеты, а ад полюса да полюса — дазволіць, як мяркуюць навукоўцы, лепш вывучыць прыроду палярных ззянняў на Юпітэры<ref name="юпитер-икс" />.

З-за магчымасці існавання падземных вадкіх акіянаў на спадарожніках планеты — Еўропе, Ганімедзе і Каліста — ёсць вялікая цікавасць да вывучэння менавіта гэтай з’явы. Аднак фінансавыя праблемы і тэхнічныя цяжкасці прывялі да адмены ў пачатку XXI стагоддзя першых праектаў іх даследавання — амерыканскіх [[Europa Orbiter]] (з высадкай на Еўропу апаратаў [[крыябот]]а для працы на ледзяной паверхні і [[гідработ]]а для запуску ў акіян) і [[Jupiter Icy Moons Orbiter]] і еўрапейскага [[Jovian Europa Orbiter]].

На [[2020]] год было запланавана ажыццяўленне сіламі [[НАСА]] і [[ЕКА]] міжпланетнай місіі па вывучэнні галілеевых спадарожнікаў [[Europa Jupiter System Mission]] (EJSM). У лютым 2009 года ЕКА абвясціла аб прыярытэце праекта па даследаванні Юпітэра перад іншым праектам — па даследаванні спадарожніка Сатурна — Тытана ([[Titan Saturn System Mission]])<ref>{{cite web|url=http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/20090218.html|title=NASA and ESA Prioritize Outer Planet Missions|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qDClK49?url=http://www.nasa.gov/topics/solarsystem/features/20090218.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref><ref>{{cite news|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/7897585.stm|title=Jupiter in space agencies' sights|publisher=BBC News|access-date=2010-10-05}}</ref><ref name="дуплетом по лунам" />. Аднак місія EJSM не адменена. У яе рамках NASA плануе пабудаваць апарат, які прызначаны для даследаванняў планеты-гіганта і яе спадарожнікаў Еўропы і Іо — Jupiter Europa Orbiter. ЕКА збіралася адправіць да Юпітэра іншую станцыю для даследавання яго спадарожнікаў Ганімеда і Каліста — Jupiter Ganymede Orbiter. Запуск абодвух касмічных робатаў быў запланаваны на 2020, з дасягненнем Юпітэра ў 2026 годзе і працай на тры гады<ref name="дуплетом по лунам">{{cite news|url=http://www.membrana.ru/lenta/?9096|title=США и Европа выстрелят дуплетом по лунам Юпитера|date=19 февраля 2009|publisher=Мембрана.ру|access-date=2010-10-17|archive-url=https://web.archive.org/web/20090625200629/http://www.membrana.ru/lenta/?9096|archive-date=25 чэрвеня 2009|url-status=dead}}</ref><ref>{{cite web|url=http://freescince.narod.ru/jupiter/artcl_29.html|title=Совместные европейско-американские межпланетные миссии|description=freescince.narod.ru|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qDCyYqF?url=http://freescince.narod.ru/jupiter/artcl_29.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>. Меркавалася, што абодва апараты будуць запушчаны ў рамках праекта Europa Jupiter System Mission<ref>{{cite news|url=http://www.pereplet.ru/cgi/space.cgi?id=8886|title=НАСА и ЕКА совместно изучат Юпитер и Сатурн|date=19.02.2009|publisher=Космические новости Александра Железнякова|access-date=2010-10-05}}</ref>. Акрамя таго, у місіі EJSM магчымы ўдзел [[Японія|Японіі]] з апаратам Jupiter Magnetospheric Orbiter (JMO) для даследаванняў магнітасферы Юпітэра. Таксама ў рамках місіі EJSM Расія і ЕКА плануюць яшчэ адзін апарат (Лаплас — Еўропа П) для пасадкі на Еўропу.

У маі 2012 было абвешчана, што ЕКА будзе праводзіць комплексную еўрапейска-расійскую місію Jupiter Icy Moons Explorer (JUICE) па вывучэнні Юпітэра і яго спадарожнікаў з меркаваным акіянам пад паверхняй (Ганімеда, Каліста, Еўропы) з запускам ў 2022 і прыбыццём у сістэму Юпітэра ў 2030, падчас якой расійскі апарат зробіць пасадку на Ганімед<ref>[http://lenta.ru/news/2012/05/03/juice/ Европа выбрала следующую крупную космическую миссию]</ref><ref>{{cite news|url=http://www.dni.ru/tech/2012/8/30/239680.html|title=Россия ищет жизнь на спутнике Юпитера|date=11:32 / 30.08.2012|publisher=Интернет-газета "Дни.ру"|access-date=2012-08-30}}</ref>. Аўтаматычная міжпланетная станцыя JUICE была запушчана 14 красавіка 2023 года<ref>[https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Juice/ESA_s_Juice_lifts_off_on_quest_to_discover_secrets_of_Jupiter_s_icy_moons ESA’s Juice lifts off on quest to discover secrets of Jupiter’s icy moons]{{ref-en}}</ref>.

=== Арбітальныя тэлескопы ===

З дапамогай тэлескопа «Хабл», у прыватнасці, былі атрыманы першыя здымкі палярных ззянняў у ультрафіялетавым дыяпазоне на Юпітэры<ref>{{cite web|url=http://www.astrotime.ru/habble_telescope.html|title=Телескоп «Хаббл»|description=Астрономия для любителей|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qDDORkV?url=http://www.astrotime.ru/habble_telescope.html|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=live}}</ref>, зробленыя фатаграфіі сутыкнення з планетай абломкаў [[Камета Шумейкераў — Леві 9|каметы Шумейкераў — Леві 9]], ажыццёўленыя назірання за віхрамі<ref>{{артыкул|загаловак=Hubble Spies Third Red Spot on Jupiter|спасылка=http://www.optcorp.com/edu/articleDetailEDU.aspx?aid=7|мова=en|выданне=OPT Telescopes}}</ref> праведзены шэраг іншых даследаванняў.

== Аматарскія назіранні ==

Пры назіранні Юпітэра ў 80-міліметровы тэлескоп можна адрозніць шэраг дэталей: палосы з няроўнымі межамі, выцягнутыя ў шыротным кірунку, цёмныя і светлыя плямы<ref>{{cite web|url=http://www.astronomer.ru/data/library/books/planets/26.htm|title=§ 26. Наблюдения Юпитера|description=Бронштэн В. А. Планеты и их наблюдение|access-date=2010-10-05|archive-url=https://www.webcitation.org/60qDEVTfh?url=http://www.astronomer.ru/data/library/books/planets/26.htm|archive-date=10 жніўня 2011|url-status=dead}}</ref>. Тэлескоп з апертурай ад 150 мм пакажа [[Вялікая чырвоная пляма|Вялікую чырвоную пляму]] і падрабязнасці ў паясах Юпітэра. Малую чырвоную пляму можна заўважыць у тэлескоп ад 250 мм з ПЗС-камерай. Адзін поўны абарот планета здзяйсняе за перыяд ад 9 г. 50 хв. (на экватары планеты) да 9 г. 55,5 хв. (на полюсах). Гэтае вярчэнне дазваляе ўбачыць назіральніку ўсю планету за адну ноч.

<center><gallery perrow="3" widths="270px" heights="189px" align="center">
Jupiter 300mm.jpg|Назіранні Юпітэра і [[галілеевы спадарожнікі|галілеевых спадарожнікаў]] у [[бінокль]], 22 чэрвеня 2009.
Jupiter-14-03-2004.jpeg|Аматарская фатаграфія Юпітэра, 14 сакавіка 2004.
Jupiter-Venus-Moon Smile.JPG|Месяц, Венера і Юпітэр (злева ўверсе). 1&nbsp;снежня 2008 года, Гуанчжоу, Кітай.
</gallery></center>
{{clear}}

== Юпітэр у культуры ==

Як яркае нябеснае цела, Юпітэр прыцягваў увагу назіральнікаў са старажытнасці і, адпаведна, станавіўся аб’ектам пакланення. Напрыклад, з ім звязаны культ семіцкага бажаства Гада, індыйскае рэлігійнае свята Кумбха-мела, кітайскае бажаство Тай-Суй (гл. таксама {{нп3|Багі трох зорак||en|Sanxing (deities)}}). Сваю сучасную назву планета носіць з часоў [[Старажытны Рым|Старажытнага Рыма]], жыхары якога так называлі свайго вярхоўнага [[Юпітэр (міфалогія)|бога]].

Юпітэр адыгрывае адну з ключавых роляў у [[Астралогія|астралогіі]], сімвалізуючы сабой моц, росквіт, поспех. Сімвал — ♃. Згодна з уяўленнямі астролагаў, Юпітэр з’яўляецца царом планет<ref>{{cite web|author=Ingersoll, A. P.; Dowling, T. E.; Gierasch, P. J.; Orton, G. S.; Read, P. L.; Sanchez-Lavega, A.; Showman, A. P.; Simon-Miller, A. A.; Vasavada, A. R|url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/ingersolletal-2004.pdf|format=PDF|title=Dynamics of Jupiter’s Atmosphere|publisher=Lunar & Planetary Institute|access-date=2007-02-01|archive-url=https://www.webcitation.org/6Hw1AJmbv?url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/ingersolletal-2004.pdf|archive-date=7 ліпеня 2013|url-status=live}}</ref>. У кітайскай філасофіі, у рамках вучэння аб пяці стыхіях, планета называецца «драўнянай зоркай»<ref>''China'': {{cite book
 | first=Jan Jakob Maria | last=De Groot | year=1912
 | title=Religion in China: universism. a key to the study of Taoism and Confucianism
 | work=American lectures on the history of religions
 | volume=10 | page=300 | publisher=G. P. Putnam's Sons
 | url=http://books.google.com/books?id=ZAaP7dyjCrAC&pg=PA300
 | access-date=2010-01-08 }}
<br />''Japan'': {{cite book
 | first=Thomas | last=Crump | year=1992
 | title=The Japanese numbers game: the use and understanding of numbers in modern Japan
 | url=https://archive.org/details/japanesenumbersg00crum | work=Nissan Institute/Routledge Japanese studies series
 | pages=[https://archive.org/details/japanesenumbersg00crum/page/n53 39]–40 | publisher=Routledge
 | isbn=0415056098 }}
<br />''Korea'': {{cite book
 | first=Homer Bezaleel | last=Hulbert | year=1909
 | title=The passing of Korea | page=426
 | publisher=Doubleday, Page & company
 | url=http://books.google.com/books?id=fxwpAAAAYAAJ&pg=PA426
 | access-date=2010-01-08 }}</ref>. Старажытныя [[цюркі]] і [[манголы]] лічылі, што гэтая планета можа ўплываць на прыродныя і грамадскія працэсы<ref>{{cite web|url=http://www.ntvmsnbc.com/id/25085903/|title=Türk Astrolojisi|publisher=ntvmsnbc.com|access-date=2010-04-23|lang=tr|archive-url=https://www.webcitation.org/6Hw1Ay4aQ?url=http://www.ntvmsnbc.com/id/25085903/|archive-date=7 ліпеня 2013|url-status=live}}</ref>.

Планета таксама шырока прысутнічае ў цэлым шэрагу сучасных мастацкіх твораў, [[Кніга|кніг]], [[фільм]]аў, [[комікс]]аў і іншых<ref name="МФ">{{артыкул|аўтар=Павел Гремлёв|загаловак=Большой босс Солнечной системы. Юпитер|спасылка=http://www.mirf.ru/Articles/art4266.htm|выдавецтва=Мир фантастики|год=2010|нумар=85|archive-date=15 мая 2013|archive-url=https://web.archive.org/web/20130515134406/http://mirf.ru/Articles/art4266.htm}}</ref><ref>{{кніга|аўтар=Brian Stableford|частка=Jupiter|загаловак=Science Fact and Science Fiction. An Encyclopedia |выдавецтва=Routledge, Taylor & Francis Group|год=2006|pages=254-255|allpages=758|isbn=0‐415‐97460‐7}}</ref>.

== Крыніцы ==
{{reflist}}

== Літаратура ==
{{refbegin}}
# Астраномія: вучэбны дапаможнік для 11 кл. агул.-адукац. устаноў з беларускай моввай навучання / Галуза І. В., Голубеў У. А., Шымбалёў А. А. — 2-е выд. — Мн.: Народная асвета, 2009.

# {{кніга|загаловак=Астрономия: Учебник для 11 кл. общеобразовательных учреждений|адказны=Левитан Е. П|выданне=9-е изд|месца={{М.}}|выдавецтва=Просвещение|год=2004|isbn=5-09-013370-0}}
# {{кніга|аўтар=Майлс Л. и Смит А.|загаловак=Астрономия и космос. Энциклопедия|месца={{М.}}|выдавецтва=Росмэн|год=2001|isbn=5-8451-0296-0, 5-8451-0959-0}}
# {{артыкул|аўтар=Карпенко С.|загаловак=Новая загадка Юпитера|спасылка=http://www.novosti-kosmonavtiki.ru/content/numbers/224/23.shtml|год=31 июля 2001|выдавецтва=Новости космонавтики}}
# {{кніга|адказны=под ред. Т.&nbsp;Герелса|загаловак=Юпитер: Происхождение и внутреннее строение|месца={{М.}}|выдавецтва=Мир|год=1978}}
# {{кніга|аўтар=Alexander J. Dessler.|загаловак=Physics of the Jovian magnetosphere|месца=Cambridge|выдавецтва=Cambridge University Press|год=1983|isbn=0-521-24558-3}}
# {{кніга|загаловак=Jupiter: The planet, satellites, and magnetosphere|адказны=Рэд.: Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B|месца=Cambridge|выдавецтва=Cambridge University Press|год=2004|isbn=0-521-81808-7}}
# {{кніга|аўтар=Beebe, Reta.|загаловак=Jupiter: The Giant Planet|выданне=2-е изд|месца=Washington (DC)|выдавецтва=Smithsonian Institution Press|год=1996|isbn=1-56098-685-9}}
# {{артыкул|аўтар=Olivier Mousis, Ulysse Marboeuf, Jonathan I. Lunine, Yann Alibert, Leigh N. Fletcher, Glenn S. Orton, Françoise Pauzat, Yves Ellinger.|загаловак=Determination of the minimum masses of heavy elements in the envelopes of Jupiter and Saturn|спасылка=http://arxiv.org/pdf/0812.2441|мова=en|выданне=The Astrophysical Journal}}
# {{кніга|аўтар=Guillaume Cannat, Didier Jamet.|загаловак=Jupiter und Saturn — die schönsten Bilder der Raumsonden Galileo und Cassini|адказны=Delius Klasing|выдавецтва=Bielefeld|год=2007|isbn=3-7688-1877-2}}
# {{кніга|аўтар=John W. McAnally.|загаловак=Jupiter and how to observe it|месца=London|выдавецтва=Springer|год=2008|isbn=1-85233-750-8}}
# {{кніга|аўтар=T., Johnson.|загаловак=Results about Jupiter, Io, Ganymede, and Callisto. The Galileo Mission to Jupiter and Its Moons|выдавецтва=Scientific American|год=February 2000|старонак=40}}
# {{артыкул|аўтар=Mark Armstrong.|загаловак=Jupiter's close approach|спасылка=http://www.astronomynow.com/news/n1009/20jupiter/|мова=en|выдавецтва=Astronomy Now|год=2010}}
# {{кніга|аўтар=Linda T.|загаловак=Elkins-Tanton Jupiter and Saturn|месца=New York|выдавецтва=Chelsea House|год=2006|isbn=0-8160-5196-8}}
# {{артыкул|аўтар=Keith Cooper and Gemma Lavender.|загаловак=Pro-am collaborations crucial for Jupiter studies|спасылка=http://www.astronomynow.com/news/n1009/07Jupiter/|мова=en|выдавецтва=Astronomy Now|год=2010}}
# {{артыкул|аўтар=Robin M. Canup, William R. Ward.|загаловак=Origin of Europa and the Galilean Satellites|спасылка=http://arxiv.org/pdf/0812.4995|мова=en|выданне=University of Arizona Press}}
# {{артыкул|аўтар=Aaron C. Boley.|загаловак=The Two Modes of Gas Giant Planet Formation|спасылка=http://arxiv.org/pdf/0902.3999|мова=en|выданне=Astrophys|год=2009}}
{{refend}}

== Спасылкі ==
{{Вікісховішча|Jupiter (planet)}}
* [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html Факты пра Юпітэре на сайце НАСА]
* [http://college.ru/astronomy/course/content/chapter4/section6/paragraph2/theory.html Вучэбная старонка пра Юпітэр]
* [http://realsky.ru/book/59-whatobserve/166-jupiter Як назіраць Юпітэр у тэлескоп] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20130720185224/http://www.realsky.ru/book/59-whatobserve/166-jupiter |date=20 ліпеня 2013 }}
* [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1996Sci...272..846N&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=451b9d5f5021799 The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter’s Atmosphere]{{ref-en}}
* [http://www-personal.umich.edu/%7Eatreya/Chapters/2005_JupiterAtmos.pdf The Composition of the Atmosphere of Jupiter]{{ref-en}}
* [http://space-russia.narod.ru/doc/planeta5.html Байканур: Юпітэр — гігант нашай Сонечнай сістэмы]
* [http://www.halexandria.org/dward117.htm Satellites of Jupiter] Звесткі пра самыя вялікія спадарожнікі Юпітэра {{ref-en}}
* {{apod|111023|Jupiter's Clouds from New Horizons|23 кастрычніка 2011|2014-02-16}}

'''Галерэі фотаздымкаў Юпітэра:'''
* [http://boston.com/bigpicture/2008/07/views_of_jupiter.html Фотаздымкі Юпітэра] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20110228221006/http://www.boston.com/bigpicture/2008/07/views_of_jupiter.html |date=28 лютага 2011 }}
* [http://alpo-j.asahikawa-med.ac.jp/Latest/Jupiter.htm Jupiter Section of ALPO-Japan-Latest] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20070523061638/http://alpo-j.asahikawa-med.ac.jp/Latest/Jupiter.htm |date=23 мая 2007 }}
* [http://jupiter.cstoneind.com/ Jupiter By Christopher Go]
* [http://www.alpo.arksky.org/ Arkansas Sky Observatory] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20100608182038/http://www.alpo.arksky.org/ |date=8 чэрвеня 2010 }}
* [http://acquerra.com.au/astro/gallery/jupiter/index.live Сайт Энтані Уэслі] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20100609123225/http://acquerra.com.au/astro/gallery/jupiter/index.live |date=9 чэрвеня 2010 }}

{{Нарматыўны кантроль}}
{{Юпітэр}}
{{Спадарожнікі Юпітэра}}
{{Навігацыйная табліца:Сонечная сістэма}}
{{Выдатны артыкул|Астраномія}}
{{Артыкул года|2014}}

[[Катэгорыя:Юпітэр (планета)| ]]
[[Катэгорыя:Планеты Сонечнай сістэмы]]
[[Катэгорыя:Вікіпедыя:Істотныя артыкулы]]