Vis kilden til Jupiters atmosfære

{{Infoboks atmosfære
| navn = Jupiters atmosfære
| bilde = Jupiter Belt System.svg
| bildetekst = Skymønstre på Jupiter {{byline|Foto: NASA/JPL|29. november 2000}}
| høyde = 90
| masse = 
| sammensetning ref = 
| element1 = Hydrogen
| mengde1 = 89,8±2,0 %
| element2 = Helium
| mengde2 = 10,2±2,0 %
| element3 = Metan
| mengde3 = ~0,3 %
| element4 = Ammoniakk
| mengde4 = ~0,026 %
| element5 = Hydrogendeuterid
| mengde5 = ~0,003 %
| element6 = Etan
| mengde6 = 0,0006 %
| element7 = Vann
| mengde7 = 0,0004 %
}}
'''[[Jupiter]]s atmosfære''' er den største planetariske [[atmosfære]]n i [[solsystemet]]. Den består hovedsakelig av [[hydrogen|molekylært hydrogen]] og [[helium]] i [[Solen#Kjemisk sammensetning|solare proporsjoner]], mens [[metan]], [[etan]], [[ammoniakk]], [[hydrogensulfid]] og [[vann]] finnes i små mengder. Vannet er antatt å ligge dypt i atmosfæren. Forekomsten av [[oksygen]], [[nitrogen]], [[svovel]] og [[edelgass]]er overgår solverdiene med en faktor på rundt tre.

Atmosfæren mangler en klar nedre grense og har gradvise overganger mot det flytende indre av planeten. Nivået for 10 bars trykk (90 km under «overflaten» med 1 bar trykk) regnes i denne artikkelen som atmosfærens nedre grense. Fra nederst til øverst består den av lag som tilsvarer Jordens [[Troposfæren|troposfære]], [[Stratosfæren|stratosfære]], [[Termosfæren|termosfære]] og [[eksosfæren|eksosfære]]. Hvert lag har karakteristiske [[temperaturgradient]]er.

Troposfærens skyer og tåker består av lag med ammoniakk, [[ammoniumhydrosulfid]] og vann. De øvre ammoniakkskyene er delt inn i et dusin [[Sonal og meridional|sonale]] striper parallelt med ekvator og er avgrenset av kraftige sonale strømmer (vind) i atmosfæren kjent som ''[[jetstrøm]]mer''. Stripene varierer i farge: De mørke stripene kalles ''belter'' mens de lyse kalles ''soner''. Sonene er kaldere enn beltene og stammer fra oppstrømmende luft mens beltene markerer synkende luft. Den lysere fargen i sonene antas å komme av ammoniakkis, men hva som gir beltene den mørkere fargen er usikkert. ''Grunne modeller'' hevder at stripene og jetstrømmene er overflatefenomener som ligger over et stabilt indre. ''Dype modeller'' hevder at stripene er overflateutslag fra dype sirkulasjoner i Jupiters [[mantelen|mantel]] av molekylært hydrogen som er organisert i en rekke sylindre.

Atmosfæren har mange aktive fenomener, som ustabiliteter i stripene, virvler ([[syklon]]er og [[antisyklon]]er), [[storm]]er og [[lyn]]. Virvlene fremstår som store røde, hvite eller brune flekker (ovaler). De to største er [[den store røde flekken]] og [[#Oval BA|Oval BA]]. Begge er mursteinsrøde og oransjefargede.

==Kjernen, mantelen og atmosfæren==
[[astrofysikk|Astrofysikere]] bruker ulike definisjoner på hva som er «Jupiters atmosfære». La oss derfor først rekapitulere litt, og beskrive hovedinnholdet av Jupiters struktur fra innerst til ytterst. Dette er nødvendig for å unngå en del misforståelser om hvordan ordet «atmosfære» brukes i denne artikkelen.
[[Fil:Jupiter interior.png|right|thumb|Jupiters indre, med en steinete [[planetkjerne]] og et dypt lag med [[metallisk hydrogen]] (som tilsvarer Jordens [[mantel]]) over. Det grønne området er molekylært [[hydrogen]], mens det gule området ytterst er atmosfæren.{{byline|Tegning: NASA/R.J. Hall|4. mars 2007}}]]
Under atmosfæren består Jupiter av en [[planetkjerne]] og en analogi til jordens [[mantel]]. Kjernen opptar mellom 30 og 50 % av planetens radius, og inneholder tunge grunnstoffer med en masse på 7–25 ganger jordens.<ref name="Wahl2017" group="L"/> Mantelen omkring kjernen består av flytende [[metallisk hydrogen]] og noe helium. Den strekker seg til 78 % av planetens radius.<ref name="Smoluchowski1971" group="L"/> Deretter følger et ytre lag overveiende av [[hydrogen|molekylært hydrogen]].<ref name="Guillot2004" group="L" />

Data fra romsonden [[Juno (romsonde)|Juno]] tydet på at Jupiter har en ''diffus'' kjerne; hvilket vil si en blanding av stein og flytende metallisk hydrogen. Denne diffuse kjernen blander seg med mantelen.<ref name=space_dot_com_2017 group="W"/><ref name=Wrong-Juno group="W"/> Blandingsprosessen kan ha vært forårsaket av en kollisjon med en planet på omkring ti jordmasser noen få millioner år etter Jupiters dannelse. Kollisjonen kan ha forstyrret den opprinnelig Jupiterkjernen som antas å ha vært fast.<ref name="Liu2019" group="L"/><ref name="Guillot2019" group="L"/>

Trykket i kjernen er omkring 40 megabar/{{formatnum:4000}} [[Pascal (enhet)|gigapascal]], og temperaturen ligger på {{formatnum:20000}} [[kelvin]]. Til sammenligning dannes [[diamant]]er ved 10 gigapascal. Mantelen strekker seg i et område som har mellom 2 og 40 megabar trykk. Deretter følger et heliumfattig lag med molekylært hydrogen fra 2 megabar til {{formatnum:5000}} bar. Noen ganger kalles dette for «den ytre mantelen».<ref name=space_dot_com_2017 group="W"/> Området fra 600 til {{formatnum:1000}} km under skydekket ({{formatnum:1000}}-{{formatnum:5000}} bar) er sannsynligvis radioaktivt. Området fra 100 til 600 km under skydekket (12-{{formatnum:1000}} bar) er den konvektive sone. Ved 10 bar trykk (90 km under skydekket) begynner den nedre grensen for troposfæren og resten av atmosfæren.<ref name=space_dot_com_2017 group="W"/>

Den [[Frankrike|franske]] astrofysikeren Tristan Guillot (f. 1970) skrev i 1999 at atmosfæren strekker seg 3 000 km under skydekket.<ref name="Guillot1999" group="L"/> Han gjentok dette i 2018.<ref name="Guillot2018" group="L"/> Han definerer atmosfærens begynnelse som {{formatnum:1000}} km under den radioaktive sonen og inn i den ytre mantelen. Det som denne artikkelen omtaler som atmosfære, betegner han som «det meterologiske lag».<ref name=space_dot_com_2017 group="W"/>

== Atmosfærens vertikale struktur ==

Jupiters atmosfære er den største planetariske atmosfæren i solsystemet. Den er inndelt i fire lag som i stigende høyde tilsvarer jordens troposfære, stratosfære, termosfære og eksosfære. Jupiter mangler noe som tilsvarer [[mesosfæren]] i [[jordens atmosfære]].<ref name="Ingersoll7" group="L" /><ref name="Peek1981" group="L"/>

Jupiter har ingen fast overflate, og troposfæren har en glidende overgang inn til planetens flytende indre. Temperaturene og trykkene ligger godt over det [[Kritisk punkt|kritiske punktet]] for hydrogen og helium, slik at der ikke er noen klar grense mellom gass- og væskefase. Hydrogen blir en [[superkritisk væske]] ved trykk rundt 12&nbsp;bar.<ref name="Guillot1999" group="L" /> Nivået for et trykk på 10&nbsp;[[bar (enhet)|bar]], en høyde på rundt 90&nbsp;km under nivået for 1&nbsp;bar trykk, blir vanligvis brukt som utgangspunkt for å angi det laveste nivået til troposfæren.<ref name="Sieff1998" group="L" /> I vitenskapelig litteratur blir nivået for 1&nbsp;bar trykk vanligvis valgt som et nullpunkt for høyde – en «overflate» for Jupiter.<ref name="Guillot1999" group="L" /> Eksosfæren har ingen godt definert øvre grense,<ref name="Yelle1" group="L" /> men tettheten avtar gradvis før den smidig går over til [[interplanetarisk materie]] omtrent {{formatnum:5000}}&nbsp;km over «overflaten».<ref name="Miller2005" group="L" />

[[Fil:Structure of Jovian atmosphere.png|thumb|Vertikalstrukturer i Jupiters atmosfære. Trykket faller sammen med høyden. Atmosfæresonden til ''[[Galileo (romsonde)|Galileo]]'' sluttet overføringen på en dybde av 132&nbsp;km under «overflaten» med 1 bar trykk.<ref name="Sieff1998" group="L" />{{byline|Tegnet av Ruslik0|5. oktober 2008}}]]

Vertikale temperaturforandringer tilsvarer de som er i jordens atmosfære. Temperaturen i troposfæren synker når høyden blir større, helt til den når et minimum i [[tropopause]]n<ref name="Ingersoll4" group="L" /> som er grensen mellom troposfæren og stratosfæren. Tropopausen er omtrent 50&nbsp;km over de synlige skyene (eller nivået for 1&nbsp;bar) hvor trykket og temperaturen er rundt 0,1&nbsp;bar og 110&nbsp;kelvin.<ref name="Sieff1998" group="L" /><ref name="Ingersoll3" group="L" /> I stratosfæren stiger temperaturen til rundt 200&nbsp;K ved overgangen til termosfæren i en høyde av omtrent 320&nbsp;km og 1&nbsp;μbar.<ref name="Sieff1998" group="L" /> I termosfæren fortsetter temperaturen å stige til den når {{formatnum:1000}}&nbsp;K i en høyde av omtrent {{formatnum:1000}}&nbsp;km hvor trykket er rundt 1&nbsp;nbar.<ref name="Yelle3" group="L" />

Jupiters troposfære inneholder en komplisert skystruktur.<ref name="Atreya2005" group="L" /> De øvre skyene som ligger i trykkområdet 0,6–0,9&nbsp;bar består av is av ammoniakk.<ref name="Atreya1999" group="L" /> Under disse skyene av ammoniakkis antas det at det finnes skyer av [[ammoniumhydrosulfid]] eller [[ammoniumsulfid]] (mellom 1–2&nbsp;bar) og vann (3–7&nbsp;bar).<ref name="West20" group="L" /><ref name="1937Vasavada" group="L" /> Skyer av metan finnes ikke siden temperaturen er for høy til at det kan kondensere.<ref name="Atreya2005" group="L" /> De vannholdige skyene danner det tetteste skylaget og har den sterkeste påvirkningen på atmosfærens dynamikk. Dette er et resultat av høyere [[fordampningsvarme]] for vann og høyere vannforekomst i forhold til ammoniakk og hydrogensulfid (det er mer av oksygen enn både nitrogen og svovel).<ref name="Ingersoll7" group="L" /> Over hovedskylagene ligger ulike troposfæriske og stratosfæriske dislag ved henholdsvis 200–500&nbsp;mbar og 10–100&nbsp;mbar.<ref name="West20" group="L" /><ref name="Ingersoll8" group="L" /> Sistnevnte består av tunge [[polyaromatiserte hydrokarboner]] eller [[hydrazin]] som er generert fra metan i den øvre stratosfæren (1–100&nbsp;μbar) under påvirkning av solens ultrafiolette stråling (UV).<ref name="Atreya2005" group="L" />

Mengdeforholdet av metan og etan/acetylen i stratosfæren i forhold til molekylært hydrogen er henholdsvis 10<sup>−4</sup> og 10<sup>−6</sup>.<ref name="Miller2005" group="L" />

{{Flere bilder
|retning=horisontal
|justering=høyre
|bilde1=Jupiter beauty.jpg
|bilde2=Jovian Close Encounter.jpg
|bredde=200
|bildetekst1=<div style="text-align:center">Juno nærmer seg [[Jupiters sørpol|sørpolen]]{{byline|Foto: [[Juno (romsonde)|Juno]]|11. desember 2016}}</div>
|bildetekst2=<div style="text-align:center">Skyer i det Nord-Nord tempererte belte{{byline|Foto: [[NASA Infrared Telescope Facility]]|8. november 2018 2007}}</div>
}}
Termosfærens trykk er lavere enn 1&nbsp;μbar og fremviser fenomener som [[natthimmellys]], [[Aurora polaris|polarlys]] og utslipp av [[røntgenstråling]].<ref name="Yelle2" group="L" /> Dens lag med økende tetthet av [[elektron]]er og [[ion]]er danner [[ionosfæren]].<ref name="Miller2005" group="L" />

Liksom jorden har også Jupiter [[aurora polaris]]. Noen få lysglimt ble i 2005 oppdaget ved polene.<ref name="226Atreya2005" group="L"/> Mikrobølgeradiometeret til romsonden [[Juno (romsonde)|Juno]] oppdaget mange flere polarlys i 2018.{{tr}}

De høye temperaturene i termosfæren (800–{{formatnum:1000}}&nbsp;K) er ikke fullt ut forstått;<ref name="Yelle3" group="L" /> eksisterende modeller tilsier en maksimal temperatur på 400&nbsp;K.<ref name="Miller2005" group="L" /> Varmen kan skyldes at ultrafiolett stråling, røntgen eller [[gammastråling]] fra solen varmer opp ladde partikler fra magnetosfæren. Den kan også skyldes at [[tyngdebølge]]r forplanter seg oppover fra stratosfæren.<ref name="Yelle4" group="L" />

Termosfæren og eksosfæren ved polene og ved lavere breddegrader avgir røntgenstråling. Dette ble observert av [[Einstein-observatoriet]] i 1983. Energipartikler fra Jupiters magnetosfære skaper lyse ovaler av polarlys som omkranser polene. Mens de terrestriske analogene bare vises under [[Geomagnetisk storm|magnetiske stormer]], er polarlys permanente formasjoner i Jupiters atmosfære.<ref name="Bhardwaj2000" group="L" />

Termosfæren på Jupiter var det første stedet utenfor jorden hvor [[trihydrogenion]] ({{Kjemi|H|3|+}}) ble oppdaget.<ref name="Miller2005" group="L" /> Dette ionet utstråler sterkt i den midterste infrarøde delen av spektret med bølgelengder mellom 3 og 5&nbsp;μm; dette er den viktigste kjølemekanismen i termosfæren.<ref name="Yelle2" group="L" />

== Kjemisk sammensetning ==
<div style="float: right; margin: 2px;">
{|class="wikitable" style="text-align:center"
! colspan=4|Forekomst av grunnstoffer relativt til hydrogen<br />i Jupiter og solen<ref name="Atreya2003" group="L" />
|-
|Grunnstoff||Solen||Jupiter/solen
|-
| [[helium|He]]/[[hydrogen|H]] || 0,0975 || 0,807&nbsp;±&nbsp;0,02
|-
| [[neon|Ne]]/H || 1,23{{E|-4}} || 0,10&nbsp;±&nbsp;0,01
|-
| [[argon|Ar]]/H || 3,62{{E|-6}} || 2,5&nbsp;±&nbsp;0,5
|-
| [[krypton|Kr]]/H || 1,61{{E|-9}} || 2,7&nbsp;±&nbsp;0,5
|-
| [[xenon|Xe]]/H || 1,68{{E|-10}} || 2,6&nbsp;±&nbsp;0,5
|-
| [[Karbon|C]]/H || 3,62{{E|-4}} || 2,9&nbsp;±&nbsp;0,5
|-
| [[Nitrogen|N]]/H || 1,12{{E|-4}}
| 3,6&nbsp;±&nbsp;0,5 (8&nbsp;bar) 
3,2&nbsp;±&nbsp;1,4 (9–12&nbsp;bar)
|-
| [[Oksygen|O]]/H || 8,51{{E|-4}}
| 0,033&nbsp;±&nbsp;0,015 (12&nbsp;bar) 
0,19–0,58 (19&nbsp;bar)
|-
| [[Fosfor|P]]/H || 3,73{{E|-7}} || 0,82
|-
| [[Svovel|S]]/H || 1,62{{E|-5}} || 2,5&nbsp;±&nbsp;0,15
|}
{|class="wikitable" style="text-align:center"
! colspan=4|Isotopforekomst på Jupiter og solen<ref name="Atreya2003" group="L" />
|-
| Forhold || Solen || Jupiter
|-
| [[Karbon-13|<sup>13</sup>C]]/[[Karbon-12|<sup>12</sup>C]] || 0,011|| 0,0108&nbsp;±&nbsp;0,0005
|-
| [[Nitrogenisotoper|<sup>15</sup>N]]/[[Nitrogenisotoper|<sup>14</sup>N]] || <2,8{{E|-3}} || 2,3&nbsp;±&nbsp;0,3{{E|-3}}
(0.08–2.8&nbsp;bar)
|-
| [[Argonisotoper|<sup>36</sup>Ar]]/[[Argonisotoper|<sup>38</sup>Ar]] || 5,77&nbsp;±&nbsp;0,08|| 5,6&nbsp;±&nbsp;0,25
|-
| [[Neonisotoper|<sup>20</sup>Ne]]/[[Neonisotoper|<sup>22</sup>Ne]] || 13,81&nbsp;±&nbsp;0,08 || 13&nbsp;±&nbsp;2
|-
| [[Helium-3|<sup>3</sup>He]]/[[Helium-4|<sup>4</sup>He]] || 1,5&nbsp;±&nbsp;0,3{{E|-4}} || 1,66&nbsp;±&nbsp;0,05{{E|-4}}
|-
| [[Deuterium|D]](<sup>2</sup>H)/[[Hydrogenisotoper|<sup>1</sup>H]] || 3,0&nbsp;±&nbsp;0,17{{E|-5}} || 2,25&nbsp;±&nbsp;0,35{{E|-5}}
|}</div>
Sammensetningen av atmosfæren ligner sammensetningen til planeten som helhet.<ref name="Atreya2003" group="L" /> Den er den atmosfæren som er mest helhetlig forstått blant alle [[gasskjempe]]ne. Den ble observert direkte av atmosfæresonden til [[Galileo (romsonde)|Galileo]] som gikk inn i den jovianske atmosfæren 7. desember 1995.<ref name="McDowel1995" group="W" /> Andre kilder til informasjon har vært [[Infrared Space Observatory]] (ISO),<ref name="Encrenaz2003" group="L" /> banesonden [[Cassini-Huygens|Cassini]]<ref name="Kunde2004" group="L" /> og jordbaserte observasjoner.<ref name="Atreya2003" group="L" />

Atmosfæren består overveiende av  [[hydrogen|molekylært hydrogen]] (89,8±2,0 %) ({{Kjemi|H|2}}) og [[helium]] (10,2±2,0).<ref name="Atreya2003" group="L" /> Forekomsten av helium er {{Nowrap|0,157 ± 0,0036}} i forhold til hydrogen etter antall molekyler og massebrøken er {{Nowrap|0,234 ± 0,005}}, som er litt lavere enn solsystemets opprinnelige verdi.<ref name="Atreya2003" group="L" /> Grunnen til denne lave mengden er lite forstått, men noe av heliumet kan ha kondensert inn i kjernen.<ref name="Atreya1999" group="L" /> Denne kondensasjonen er mest sannsynlig i form av helium-regn: Ettersom hydrogen blir metallisk i dybder på mer enn 10&nbsp;000&nbsp;km, skiller helium seg fra det i flytende form, og synker nedover gjennom mantelen. Dette forklarer sjeldenheten til neon, som lett oppløses i flytende helium og også vil bli transportert til kjernen.<ref name="Sanders2010" group="W"/>

Atmosfæren inneholder også [[vann]], [[metan]] ({{Kjemi|CH|4}}), [[hydrogensulfid]] ({{Kjemi|H|2}}), [[ammoniakk]] ({{Kjemi|NH|3}}) og [[fosfin]] ({{Kjemi|PH|3}}).<ref name="Atreya2003" group="L" /> Disse stoffene er fraværende under 10&nbsp;bar. Det betyr at atmosfæren inneholder grunnstoffene [[karbon]], [[nitrogen]], [[svovel]] og muligens [[oksygen]] med en faktor på 2–4 relativt til solen. Ulike forklaringer på forekomsten av karbon, nitrogen og andre grunnstoffer har blitt foreslått. Den førende forklaringen er at Jupiter fanget isete [[planetesimal]]er i de senere stadiene av akkresjonen. Forekomsten av [[Karbonisotoper|karbonisotopene]] [[Karbon-13|<sup>13</sup>C]] og [[Karbon-12|<sup>12</sup>C]] er 0,0108&nbsp;±&nbsp;0,0005 mot 0,011 på solen.<ref name="Atreya2003" group="L" />

Galileo mislyktes med å måle dybden av oksygenforekomsten i atmosfæren, fordi vannkonsentrasjonen økte nedover mot trykknivået 22&nbsp;bar og da sluttet romsonden å fungere. Den målte forekomsten av oksygen er mye lavere enn verdiene på solen. Ettersom vanninnholdet øker med dybden, er det likevel sannsynlig at forekomsten av oksygen i dypet overstiger verdien for solen med en faktor på rundt 3.<ref name="Atreya2003" group="L" />

Flyktige stoffer som edelgasser antas å ha blitt fanget som klatrathydrater i vannholdig is. Mengden av edelgassene [[argon]], [[krypton]] og [[xenon]] tilsvarer forekomsten på solen, mens [[neon]] er noe sjeldnere. Forekomsten av [[Argonisotoper|argonisotopene]] <sup>36</sup>Ar og <sup>38</sup>Ar (5,6 ± 0,25), er litt mindre enn på solen (5,77 ± 0,08). Noe lignende gjelder [[neonisotoper|neonisotopene]] <sup>21</sup>Ne og <sup>22</sup>Ne (13 ± 2 mot 13,81 ± 0,08 på solen).<ref name="Atreya2003" group="L" /> Stoffene [[arsin]] ({{Kjemi|AsH|3}}) og [[german]] ({{Kjemi|GeH|4}}) finnes kun i spormengder.<ref name="Atreya2003" group="L" /> Den øvre atmosfæren inneholder små mengder av enkle [[hydrokarbon]]er som [[etan]], [[acetylen]] og [[diacetylen]] som dannes fra metan under påvirkning av [[ultrafiolett stråling]] fra solen og ladde partikler som kommer fra [[Jupiters magnetosfære|magnetosfæren]].<ref name="Atreya2003" group="L" /> [[Karbondioksid]]en (CO<sub>2</sub>), [[karbonmonoksid]]en (CO) og [[karbondisulfid]]en (CS<sub>2</sub>) i den øvre atmosfæren antas å stamme fra [[komet]]nedslag som [[Shoemaker-Levy 9]] som slo ned i Jupiter i 1994. Vannet kan ikke komme fra troposfæren fordi den kalde tropopausen hindrer vann i å stige til stratosfæren.<ref name="Atreya2003" group="L" />

Jord- og bakkebaserte målinger har gitt bedre kunnskap om [[Isotopgeokjemi|isotopiske forholdstall]] i atmosfæren. Forekomsten av [[Hydrogenisotoper|hydrogenisotopene]] <sup>1</sup>H og [[deuterium]] (<sup>2</sup>H) er {{Nowrap|2,25 ± 0,35{{E|-5}}}},<ref name="Atreya2003" group="L" /> som sannsynligvis tilsvarer den opprinnelige verdien i [[nebularhypotesen]] som ga opphavet til solsystemet.<ref name="Encrenaz2003" group="L" /> Forholdstallene for nitrogenisotopene [[Nitrogenisotoper|<sup>15</sup>N]] og [[Nitrogenisotoper|<sup>14</sup>N]] er 2,3{{E|-3}}, en tredjedel lavere enn i [[jordens atmosfære]] (3,5{{E|-3}}).<ref name="Atreya2003" group="L" /> Den forrige teorien om [[Solsystemets opprinnelse og utvikling|solsystemets opprinnelse]] betraktet den jordiske verdien for nitrogenisotoper som opprinnelige.<ref name="Encrenaz2003" group="L" />

Romsonden Cassini oppdaget også spormengder av [[lettmetall]]et [[natrium]] i Jupiters atmosfære. I februar 2003 argumenterte [[Sushil K. Atreya ]] ''et al'' ved [[University of Michigan]] for at dette hadde en ekstraplanetar opprinnelse, og ble tilført Jupiter utenfra etter planetens [[akkresjon]] og dannelse. Natrium ble i 2001 også oppdaget i atmosfæren til gasskjempen [[HD 209458 b]] («Osiris»), som går i bane rundt den [[Gul dverg|gule dvergen]] [[HD 209458]], 159 [[lysår]] unna.<ref name="Atreya2003" group="L" /> En sky av nøytralt natrium ble tidlig i 1972 oppdaget i nærheten av [[Jupiters måner|jupitermånen]] [[Io (måne)|Io]].<ref name="Brown1974" group="L"/>

== Soner, belter og jetstrømmer ==
Den synlige overflaten har et dusin striper parallelt med ekvator, bestående av lyst fargede ''soner'' og relativt mørke ''belter''.<ref name="Ingersoll1" group="L" /> Den brede ekvatorsonen (EZ) strekker seg fra [[breddegrad]]ene 7° S til 7° N. Over og under denne sonen ligger nord- og sør-ekvatoriale belter (NEB og SEB) som strekker seg til henholdsvis 18° N og 18° S. Lengre fra ekvator ligger nord- og sør-tropiske soner (NtrZ og STrZ).<ref name="Ingersoll1" group="L" /> Vekslingen mellom belter og soner fortsetter til polområdene ved 50&nbsp;. breddegrad hvor deres synlige forekomst blir noe dempet.<ref name="Rogers1" group="L" /> Belte-sonene-strukturen strekker seg trolig godt mot polene, minst mot 80° N og 80° S.<ref name="Ingersoll1" group="L" />
[[Fil:Map of Jupiter.jpg|thumb|Detaljert kart over Jupiter med [[Jupiters sørpol|sørpolen]] i midten.{{Byline|Foto: ''[[Cassini-Huygens|Cassini]]''|11.-12. desember 2000}}]]

Forskjellen i utseende mellom sonene og beltene skyldes tettheten til skyene. Konsentrasjonen av ammoniakk er høyere i sonene, og gir tettere skyer av ammoniakkis ved høyere nivåer som i sin tur fører til de lysere fargene.<ref name="Ingersoll4" group="L" /> Skyene i beltene er tynnere og ligger på lavere nivåer.<ref name="Ingersoll4" group="L" /> Den øvre troposfæren er kaldere i soner og varmere i belter. Hvilke kjemikalier som gjør soner og striper så fargerike er usikkert, men fargene kan skyldes kompliserte forbindelser av [[svovel]], [[fosfor]] og [[karbon]].<ref name="Ingersoll1" group="L" />

Stripene er avgrenset av sonale atmosfæriske strømmer (vinder) kalt ''jetstrømmer''. De østgående ([[Prograd bevegelse|prograde]]) jetstrømmene finnes i overgangen mellom sonene og beltene (beveger seg bort fra ekvator), mens de vestgående ([[Retrograd bevegelse|retrograde]]) jetstrømmene finnes i overgangen fra beltene til sonene.<ref name="Ingersoll1" group="L" /><ref name="Williams2003" group="L"/>  Den sonale vinden avtar i beltene og øker i soner fra ekvator til polene. Derfor er [[vindskjær]] i beltene [[syklon]]sk, mens de i sonene er [[antisyklon]]ske.<ref name="1937Vasavada" group="L" /> De ekvatoriale sonene er et unntak fra denne regelen og har en sterk østgående (prograd) jetstrøm og et lokalt minimum av vindhastigheter nøyaktig ved ekvator. Jetstrømhastighetene er høye på Jupiter og når over 100&nbsp;m/s.<ref name="Ingersoll1" group="L" /><ref name="Williams2003b" group="L"/> Disse hastighetene tilsvarer ammoniakkskyer som ligger i trykkområdet 0,7–1&nbsp;bar. De prograde jetstrømmene er generelt kraftigere enn de retrograde jetstrømmene.<ref name="Ingersoll1" group="L" /> Jetstrømmene strekker seg vertikalt tusenvis av km inn i Jupiters indre, noe som ble målt av instrumentene til romsonden Juno. De forfaller over to til tre [[skalahøyde]]r{{Ref label|Note3|N&nbsp;3|^}} over skyene mens under skynivået øker vindene noe og forblir konstant ned til minst 22&nbsp;bar (132 km under 1 bar) – den maksimale dybden som ble nådd av Galileo.<ref name="Ingersoll3" group="L" />

Opprinnelsen til stripene er uklar, men kan ligne den som driver jordens [[Hadleycelle]]r. Den enkleste tolkningen er at soner er områder med atmosfærisk [[oppstrømning]] mens beltene er manifestasjoner av [[nedstrømning]].<ref name="Ingersoll2" group="L" /> Når luften som er anriket av ammoniakk stiger i sonene, ekspanderes den, avkjøles og danner høye tette skyer. I belter derimot synker luften og varmes [[Adiabatisk prosess|adiabatisk]]. De hvite ammoniakkskyene fordamper og de lavere mørke skyene kommer frem. Beliggenheten og bredden på stripene og hastigheten og beliggenheten til jetstrømmene er bemerkelsesverdig stabile. De har bare endret seg så vidt fra 1980 til 2000. Et eksempel på endring er en reduksjon av hastigheten til de sterkeste østgående jetstrømmene som ligger på grensen mellom NTR og NTB ved 23° N.<ref name="1942Vasavada" group="L" /><ref name="Ingersoll2" group="L" /> Stripene varierer både i farge og intensitet over tid, og disse variasjoner er observert siden tidlig på 1600-tallet.<ref name="Graney" group="L"/>

[[Fil:Wind speeds on Jupiter.png|thumb|Sonale vindhastigheter i Jupiters atmosfære{{byline|Tegnet av Ruslik0|21. november 2008}}]]

=== Atmosfærisk sirkulasjon ===
[[Atmosfærisk sirkulasjon]] er en storskala atmosfærisk bevegelse hvor gass oppstår ved bestemte breddegrader, reiser nordover eller sørover, trekker seg tilbake, og går tilbake til sin opprinnelse i en lukket celle-sirkulasjon.<ref name="Holton2004" group="L"/> På jorden består atmosfærisk sirkulasjon av 3 celler på hver halvkule: Hadleyceller, [[Ferrelcelle]]r og [[polarcelle]]r. På Jupiter finnes det 8 celler på hver halvkule langs breddegradene 20°-60° N\S. Cellene i de midterste breddegrader drives av [[Rossbybølge]]r, på samme måte som Ferrelceller på jorden.<ref name="Duer 2021" group="L"/><ref name="Williams2003c" group="L"/><ref name="Williams2006" group="L"/><ref name="Williams2003d" group="L"/>

På Jupiter gir de synlige skybåndene indikasjoner på en oppadgående bevegelse i soner og en nedadgående bevegelse i beltene, i de øverste få bar.<ref name="Fletcher2020" group="L"/> Høyere frekvenser av lyn i beltene, tyder likevel på en oppadgående atmosfærisk bevegelse i beltene, og en reversert bevegelse i dypere atmosfæriske lag.<ref name="Showan2005" group="L"/><ref name="Ingersoll2000" group="L"/> I 2017 målte romsonden Juno  mikrobølger ned til omtrent 240 bar.<ref name="Janssen2017" group="L"/> Målingene viser at bevegelsene er en del av en stor sirkulasjon fra de midterste breddegrader med en oppadgående bevegelse i beltene og nedadgående bevegelser i sonene, som strekker seg fra ~1 bar ned til minst ~240 bar.<ref name="Duer 2021" group="L"/>

På jorden blir returbevegelsen i cellenes lavere grein balansert av friksjonen i [[Ekmanlag]]. På Jupiter blir den muligens balansert av friksjonen på grunn av magnetiske drag.<ref name="Junjun2010" group="L"/>

=== Spesifikke striper ===
[[Fil:Jupiter cloud bands.svg|thumb|Jupiters skystriper, og deres offisielle forkortelser. Lysere soner indikeres til høyre og mørkere belter til venstre. Den store røde flekken og Oval BA vises i henholdsvis STropZ og STB.{{byline|Tegnet av Sakurambo|18. mai 2007}}]]
Beltene og sonene har offisielle navn og unike karakteristikker. De begynner under de nordlige og sørlige polregionene som strekker seg fra polene til omtrent 40–48° N/S. De blå-grå polområdene er vanligvis uten særpreg.<ref name="Rogers1" group="L" /><ref name="Williams1985" group="L"/><ref name="Williams1997" group="L"/>

Den nord-nordlige tempererte region (NNTR) viser sjeldent flere detaljer enn polene, på grunn av [[kantformørkelse]], forkortelse av [[sentralperspektiv]]et og de generelle diffuse detaljene. Det nord-nord tempererte beltet (NNTB) er likevel det nordligste distinkte belte, selv om det tidvis forsvinner. Forstyrrelser har en tendens til å være små og kortlevde. Den nord-nord tempererte sone (NNTZ) er mer prominent, men også generelt stille. Andre mindre belter og soner i regionen er tidvis observert.<ref name="Rogers85" group="L"/>

Den nordlige tempererte region (NTR) er lett observerbar fra jorden, og den har en rik observasjonshistorie. Den har også den sterkeste prograde jetstrøm på planeten – en vestlig strøm som danner den sørligste grensen for det nordlige tempererte belte (NTB). NTB falmer omkring hvert tiår (dette var tilfelle under møtene til ''Voyager''), slik at den nordlige tempererte sone (NTZ) tilsynelatende smelter sammen med den nordtropiske sone (NTropZ). Andre ganger blir NTZ delt av et smalt belte i nordlige og sørlige komponenter.<ref name="Rogers101" group="L"/>

Den nordlige tropiske region består av NTropZ og det nordlige ekvatorialbelte (NEB). NTropZ har stabil farge, og endrer bare fargetone i tandem med aktiviteten i NTB's sørlige jetstrøm. Også denne blir delt av et smalt bånd, NTropB. Sjeldne ganger er den sørlige NTropZ vert for «små røde flekker» som er nordlige ekvivalenter til den store røde flekken. De opptrer vanligvis i par og er alltid kortlevde (de varer et år i snitt); en av dem var tilstede under møtet med ''[[Pioneer 10]]''.<ref name="Rogers113" group="L"/> NEB er et av de mest aktive belter på planeten. Det er preget av antisykloniske hvite ovaler og sykloniske «brune ovaler», hvor de første dannes lengre nord enn de siste; de fleste av disse fenomener er kortlevde. Liksom det sørlige ekvatorialbelte (SEB), har NEB tidvis falmet og «gjenoppstått». Tidsskalaen for disse endringer er omkring 25 år.<ref name="Rogers125" group="L"/>

[[Fil:PIA02863 - Jupiter surface motion animation.gif|thumb|500px|Soner, belter og virvelvinder på Jupiter. Den brede ekvatorsonen er i midten omgitt av de mørke ekvatorbelter (SEB og NEB). De store grå-blå irregulare «mørke flekker» ved den nordlige kanten av den hvite ekvatorsonen endrer kurs over tid mens de beveger seg østover. Den store røde flekken er i den sørlige randen av SEB. Strenger av små stormer roterer rundt ovaler. Små lyse objekter, muligens stormer av lyn, opptrer hurtig og tilfeldig i turbulente regioner. De minste synlige objekter ved ekvator er omkring 600 km brede. Denne 14-bilders animasjonen går over 24 jovianske dager, eller omkring 10 jorddøgn. Tidens gang er akselrert med en faktor på 600&nbsp;000. De flyktige mørke flekkene er [[Jupiters måner|Jupitermåner]].{{byline|Foto: NASA/JPL/University of Arizona|31. oktober og 31. november 2000}}]]

Ekvator-regionen (EZ) er en av de mest stabile regionene. Dens nordlige kant er vert for spektakulære konvektive søyler som går sørvest fra NEB. De er avgrenset av mørke, varme og mørke flekker (i [[infrarød]]t) kjent som «girlander».<ref name="1987Vasavada" group="L"/> Den sørlige grensen for EZ er vanligvis stabil. Det var imidlertid motsatt fra slutten av 1800-tallet frem til tidlig på 1900-tallet. EZ varierer betraktelig i fargetoner, fra rosa til [[oker]], eller endog en kobberfarge; regionen er tidvis oppdelt av et ekvatorbelte (EB).<ref name="Rogers133b" group="L"/> Fenomenene i EZ beveger seg omkring 390&nbsp;km/t.<ref name="Rogers133" group="L"/><ref name="Beebe24" group="L"/>

Den sørlige tropiske region (STP) omfatter det sørlige ekvatorbelte (SEB) og den sørlige tropiske sone (sTropZ). Den er den mest aktive regionen, og huser de sterkeste retrograde jetstrømmer. SEB er vanligvis det bredeste og mørkeste beltet; den er noen ganger delt av en sone (SEBZ), og kan falme fullstendig hvert 3-15 år før den gjenoppstår i SEB-syklusen. En periode på uker eller måneder følger beltets forsvinning, hvite flekker dannes og utstråler mørkt, brunt materiale når det strekkes inn i beltet av Jupiters vinder. Beltets siste forsvinning var i mai 2010.<ref name="Universe Today" group="W"/>

SEB har en lang rekke sykloniske forstyrrelser som følger den store røde flekk. STropZ  inneholder den store røde flekk, og blir tidvis rammet av en sørlig tropisk forstyrrelse (STropD). Oppdelingen av sonen kan vare lenge; en kjent oppdeling varte fra 1901 til 1939.<ref name="Rogers159" group="L"/>
[[Fil:Jupiter at a glance.jpg|thumb|En sjeldent mørk bølgestruktur like nord for planetens ekvator.<ref name="heic" group="W"/>{{byline|Foto: [[Hubble-teleskopet|Hubble-teleskopet]]|13. oktober 2015}}]]
Den sørlige tempererte region, eller det sørlige tempererte belte (STB), er et mørkt belte som er mer prominent enn NTB. Frem til mars 2000, huset det de hvite ovalene BC, DE og FA, som smeltet sammen til Oval BA. Ovalene var en del av STZ, men strakk seg inn i STB.<ref name="Ingersoll1" group="L"/> STB har tidvis falmet bort, på grunn av interaksjoner mellom de hvite ovaler og den store røde flekken. Tilsynekomsten av den sørlige tempererte sone (STZ)—sonen hvor de hvite ovalene oppstod – er høyst variabel.<ref name="Rogers219" group="L"/>

Den sør-sør tempererte region (SSTR) er vanskeligere å oppdage enn NNTR. Detaljene er subtile og kan bare studeres med store teleskoper eller romsonder.<ref name="Rogers235" group="L"/>

Mange soner og belter er mer forbigående og ikke alltid synlige. Dette gjelder ''ekvatorialbeltet'' (EB),<ref name="Rogers2003" group="L"/> ''den nordlige ekvatorialbelte-sone'' (NEBZ, en hvit sone innenfor beltet) og ''den sørlige ekvatorialbelte-sone'' (SEBZ).<ref name="Rogers2001" group="L"/> Belter og soner blir tidvis delt av plutselige forstyrrelser. En ''N'' eller ''S'' indikerer om komponenten er i nord eller sør; for eksempel NEB(N) og NEB(S).<ref name="Ridpath1998" group="L"/>

== Dynamikken i atmosfæren ==
{{Flere bilder
|retning=horisontal
|justering=høyre
|bilde1=Jupiter on 2009-07-23 (captured by the Hubble Space Telescope).jpg
|bilde2=Jupiter on 2010-06-07 (captured by the Hubble Space Telescope).jpg
|bredde=200
|bildetekst1=<div style="text-align:center">Jupiter i 2009{{byline|Foto: [[Hubble-teleskopet]]|23. juli 2009}}</div>
|bildetekst2=<div style="text-align:center">Jupiter i 2010{{byline|Foto: [[Hubble-teleskopet]]|7. juni 2010}}</div>
}}
Sirkulasjonen i Jupiters atmosfære er markant annerledes enn i [[jordens atmosfære]]. Det indre av Jupiter er flytende og en fast overflate mangler. Derfor kan [[konveksjon]] oppstå gjennom planetens ytre molekylære lag. Per 2008 er det ingen full forståelse av atmosfærens dynamikk. En teori om dynamikken må forklare følgende:<ref name="1942Vasavada" group="L" /><ref name="Williams1975" group="L"/><ref name="Williams1978" group="L"/>

* Smale stabile striper og jetstrømmer som er symmetrisk relativt til Jupiters ekvator. <ref name="1942Vasavada" group="L" />
* Den sterke prograde jetstrømmen ved ekvator. <ref name="1942Vasavada" group="L" />
* Forskjellen på sonene og beltene og deres opprinnelse. <ref name="1942Vasavada" group="L" />
* Den vedvarige naturen til store virvler som den store røde flekken.<ref name="1942Vasavada" group="L" />

Sirkulasjon i Jupiters atmosfære har blitt forsøkt forklart av matematiske modeller. «Grunne modeller» hevder at sirkulasjonene er begrenset til et tynt ytre værlag som ligger over et stabilt indre. «Dype modeller» postulerer at strømmene er overflatemanifestasjoner av sirkulasjoner fra dybden av atmosfæren.<ref name="1943Vasavada" group="L" /> Begge teoriene har mangler, og mange forskere tror at sannheten inneholder elementer fra begge modellene.<ref name="Heimpel2005" group="L" />

=== Grunne modeller ===
Forsøk på å forklare atmosfæredynamikken går tilbake til 1960-årene,<ref name="1943Vasavada" group="L" /><ref name="Ingersoll1969" group="L" /> og var delvis basert på [[meteorologi]] på jorden. Disse grunne modellene antok at jetstrømmene på Jupiter er drevet av småskala [[turbulens]]er som i sin tur vedlikeholdt den fuktige konveksjonen i de ytre lagene av atmosfæren (over de vannholdige skyene).<ref name="1947Vasavada" group="L" /><ref name="Ingersoll5" group="L" /> Den fuktige konveksjonen er relatert til kondensasjon og fordampning av vann og er en av hoveddrivkreftene for jordens vær.<ref name="Ingersoll6" group="L" />
{{Flere bilder
|retning=horisontal
|justering=høyre
|bilde1=PIA21387 - Jupiter's Swirling 'Pearl' Storm.jpg
|bilde2=Jupiter - Juno Perijove 9 - October 24 2017 (37990572584).jpg
|bredde=200
|bildetekst1=<div style="text-align:center">Jupiters virvlende «perlestorm»{{byline|Foto: ''[[Juno (romsonde)|Juno]]''|27. mars 2017}}</div>
|bildetekst2=<div style="text-align:center">Juno under Perijove 9: Massiv storm på den nordlige halvkule{{byline|Foto: [[Juno (romsonde)|Juno]]|28. november 2017}}</div>
}}
I denne modellen forklares opphavet til jetstrømmer med en velkjent egenskap med todimensjonal turbulens – en inverse kaskade hvor små turbulente virvler slår seg sammen og danner større virvler.<ref name="1947Vasavada" group="L" /> Grensene for planetens størrelse betyr at kaskaden ikke kan produsere strukturer som er større enn en gitt skala. I Jupiters tilfelle kalles dette Rhines skala. Denne skalaen er forbundet med produksjonen av [[rossbybølge]]r (planetære bølger). Rossybølger på jorden er storskala bevegelser i havet eller atmosfæren som blir skapt av endringer av [[corioliskraften]]. Når den største turbulente virvelen oppnår en viss størrelse, begynner energien å flyte inn i rossbybølgene i stedet for i større turbulente strukturer, og den inverse kaskaden stopper opp.<ref name="1949Vasavada" group="L"/> Den sfæriske roterende planet gir en [[anisotropi]]sk [[spredningsrelasjon]] av rossbybølgene, hvor de er sterkere i retningen som er parallelt med ekvator, enn ortogonalt.<ref name="1949Vasavada" group="L"/> I grunne modeller er det derfor slik at virvlene mater jetstrømmene og forsvinner ved å slå seg sammen med dem.

Disse vær-lag modellene kan forklare et dusin av mindre jetstrømmer. Likevel har modellene alvorlige forklaringsproblemer.<ref name="1947Vasavada" group="L"/> En åpenbar feil i grunne modeller viser seg i prograde (superroterende) ekvatorialjetstrømmer. Med sjeldne unntak produserer grunne modeller en sterk retrograd (subroterende) jetstrøm. Dette står imidlertid i motsetning til observasjoner. I tillegg blir jetstrømmene ustabile og forsvinner over tid.<ref name="1947Vasavada" group="L"/> Grunne modeller kan ikke forklare hvordan de atmosfæriske bevegelsene på Jupiter motsier kriteriene om stabilitet i to dimensjoner.<ref name="1945Vasavada" group="L"/> Multilags-versjoner av grunne modeller kan forklare en mer stabil sirkulasjon, men mange forklaringsproblemer gjenstår.<ref name="1962Vasavada" group="L"/>

Atmosfæresonden som ble sendt ut fra romsonden Galileo i juli 1995 påviste at vindene på Jupiter fortsetter langt under vannskyene ved 5–7 bar og ikke viser noen tegn til å avta ned til 22 bars trykk. Dette viser at sirkulasjonen er svært dyp.<ref name="Ingersoll3" group="L"/>

=== Dype modeller ===
{{Flere bilder
|retning=horisontal
|justering=høyre
|bilde1=Thermal emission of Jupiter.jpg
|bilde2=Great Cold Spot discovered on Jupiter.jpg
|bredde=200
|bildetekst1=<div style="text-align:center">Termisk bilde av Jupiter som viser varmeforskjeller{{byline|Foto: [[NASA Infrared Telescope Facility]]|5. april 2007}}</div>
|bildetekst2=<div style="text-align:center">Stor kald flekk på [[Jupiters nordpol]]<ref name="Eso2017" group="W"/>{{byline|Foto: ''[[Juno (romsonde)|Juno]]''|24. oktober 2017}}</div>
}}
Den dype modellen ble foreslått av Friedrich Hermann Busse (f. 1936) i 1976.<ref name="1966Vasavada" group="L"/><ref name="Busse1976" group="L"/> Den er basert på en egenskap ved [[fluidmekanikk]], som er forklart i [[Taylor-Proudman-teoremet]]. Teoremet sier at når et fast legeme beveger seg langsomt i en veske som roterer med en høy [[vinkelhastighet]] <math>\Omega</math>, vil veskens [[hastighet]] være uniform langs enhver linje parallelt med rotasjonsaksen. Teorien hevder at i enhver fast roterende [[barotropi]]sk ideal veske, er flyten organisert i en serie av sylindere som ligger parallelt med rotasjonsaksen. Betingelsen til teoremet er sannsynligvis oppfylt i veskene i Jupiters indre. Derfor kan planetens metalliske hydrogen deles opp i sylindere, og hver sylinder har en sirkulasjon som er uavhengig av de andre.<ref name="1966Vasavadab" group="L"/> De breddegrader hvor sylindrenes ytre og indre grenser krysser den synlige overflaten på planeten tilsvarer jetstrømmene. Videre opptrer sylindrene i seg selv som soner og belter.

Den dype modellen forklarer de sterke prograde (superroterende) ekvatorialjetstrømmene; jetstrømmene er stabile og trenger ikke å tilfredsstille stabilitetskriteriene i to dimensjoner.<ref name="1966Vasavadab" group="L"/> Modellen har imidlertid også større begrensninger. Den forklarer bare et svært lite antall av brede jetstrømmer, og realistiske simuleringer av flyten i tre dimensjoner er ikke mulige. Forenklede modeller som er brukt til å forklare dyp sirkulasjon, kan ikke forklare viktige sider av [[fluidmekanikk]]en på Jupiter.<ref name="1966Vasavadab" group="L"/>

En modell fra 2004 reproduserte på en vellykket måte den jovianske bånd – jetstrømmens struktur.<ref name="Heimpel2005" group="L"/> Den forutsatte at molekylært hydrogen i mantelen bare opptar den ytre 10 % av Jupiters radius. I standardmodeller utgjør mantelen de ytre 20–30 %.<ref name="1970Vasavada" group="L"/>

Drivkraften bak sirkulasjonen er enten grunne krefter (konvensjon av fuktighet) eller en dyp planet-vid konveksjon som transporterer varme ut av det indre av Jupiter.<ref name="1947Vasavada" group="L"/> Hvilken mekanisme som er viktigst er ennå ikke klart.

=== Indre varme ===
[[File:Jupiter Showcases Auroras, Hazes (NIRCam Closeup) (jupiter-auroras1).tiff|thumb|Jupiter fotografert i det [[infrarød]]e spekter{{byline|Foto: [[James Webb Space Telescope]]|22. august 2022}}]]
Siden 1966<ref name="Low1966" group="L"/> har det vært kjent at Jupiter utstråler mer varme enn planeten mottar fra Solen. Varmen som utgår fra planeten er {{nowrap|1,67 ± 0,09}} i forhold til den termiske effekten som absorberes fra solen. Netto [[varmefluks]] er {{nowrap|5,44 ± 0,43 W/m<sup>2</sup>}}, som svarer til netto utstrålt effekt på {{nowrap|335 ± 26 [[Kilowattime|petawatt]]}}. Dette tilsvarer 1/{{nowrap|1 000 000 000}} av effekten som utstråles fra solen. Overskuddsvarmen er hovedsakelig primordial varme fra Jupiters urtid, men kan også delvis stamme fra nedbør av helium inn i kjernen.<ref name="Pearl Conrath et al. 1990" group="L"/>

Jupiter har en helling på ~3°, og polene mottar mindre solstråling enn ekvator. Likevel forandres ikke troposfærens temperatur nevneverdig fra ekvator til polene. Jupiters konvektive indre fungerer muligens som en termostat som utstråler mer varme nær polene enn ved ekvator, og gir en uniform temperatur i troposfæren.<ref name="Ingersoll9" group="L"/>

På jorden transporteres varmen fra ekvator til polene hovedsakelig via atmosfæren. På Jupiter foregår det gjennom dyp konveksjon. Konveksjonen i Jupiters indre drives hovedsakelig av [[indre varme]].<ref name="Ingersoll9" group="L"/>

==Andre fenomener==
===Virvler===
[[Fil:NH Jupiter IR (contrast enhanced).jpg|thumb|upright|Et [[infrarødt]] bilde av Jupiters atmosfære tatt av romsonden ''[[New Horizons]]''.{{byline|Foto: PD-NASA|27. februar 2007}}]]

Atmosfæren har hundrevis av [[virvelbevegelse]]r som kan inndeles i [[syklon]]er ([[lavtrykk]]) og [[antisyklon]]er ([[høytrykk]]).<ref name="1974Vasavada" group="L"/> Syklonene roterer i samme retning som planeten (mot klokken på den nordlige halvkule og med klokken i den sørlige); antisykloner roterer i motsatt retning.<ref name="1987Vasavada" group="L"/> Virvelbevegelsene finnes ikke i ekvatorregionen (innenfor 10° [[breddegrad]]), fordi de er for ustabile til å eksistere der.<ref name="1976Vasavada" group="L"/> Unntaket er den store røde flekk<ref name="1978Vasavadab" group="L"/> og Oval BA,<ref name="1980Vasavada" group="L"/> der den siste ble dannet i år 2000. De stammer trolig fra rødt materiale som har sine kilder dypt i planetens indre.<ref name="1978Vasavadab" group="L"/> Levetiden for virvelbevegelsene varierer fra flere dager til hundrevis av år, avhengig av  størrelsen. Gjennomsnittlig levetid er 1–3 år for en antisyklon som er mellom {{formatnum:1000}} og {{formatnum:6000}}&nbsp;km i diameter.<ref name="1977Vasavada" group="L"/><ref name="Williams1996"  group="L"/><ref name="Williams2002"  group="L"/>

I motsetning til jordens atmosfære er det flere antisykloner enn sykloner på Jupiter. Mer enn 90 % av virvelbevegelsene som er større enn {{formatnum:2000}}&nbsp;km i diameter er antisykloner.<ref name="1978Vasavada" group="L"/> Antisyklonene er begrenset til soner, hvor vindene øker i hastighet i retninger fra ekvator mot polene.<ref name="1977Vasavada" group="L"/> De er vanligvis svært lyse og opptrer som hvite ovaler.<ref name="1974Vasavada" group="L"/> De kan bevege seg i [[lengdegrad]]er, men forblir på omtrent samme breddegrad ettersom de er for ustabile til kunne unnslippe fra grensene til sin sone.<ref name="1976Vasavada" group="L"/> Vindhastighetene i deres periferi er omkring 100&nbsp;m/s.<ref name="1980Vasavada" group="L"/> Antisykloner i samme sone har en tendens til å slå seg sammen når de nærmer seg hverandre.<ref name="1975Vasavada" group="L"/> De blir vanligvis dannet ved forening av mindre strukturer, deriblant konvektive stormer.<ref name="1977Vasavada" group="L"/>

Ustabilitet i jetstrømmene kan føre til dannelse av store ovaler. I årene 1938–1940 kom tre hvite ovaler til syne som et resultat av ustabilitet i den sørlige tempererte sone (STZ). Disse slo seg senere sammen til Oval BA.<ref name="1977Vasavada" group="L"/>

Syklonene er vanligvis små, mørke og irregulære strukturer. Noen av de mørkere og mer regulære syklonene er kjent som brune ovaler eller emblemer.<ref name="1978Vasavada" group="L"/> Det har likevel eksistert noen få langtlevende sykloner.

Jupiter har også flere store irregulære filamentære «emblemer», som oppviser syklonisk rotasjon.<ref name="1974Vasavada" group="L"/> Disse sykloniske regionene befinner seg i beltene og slår seg ofte sammen når de møter hverandre, mye likt antisykloner.<ref name="1977Vasavada" group="L"/> En av dem er vest for den store røde flekken (i dens kjølvann) i det sørlige ekvatoriale belte (STB).<ref name="1979Vasavada" group="L"/> 

Den dype strukturen til virvelbevegelsene er ikke fullstendig forstått. Virvlene er antatt å være relativt tynne, fordi enhver tykkelse som er større enn 500 km vil føre til ustabilitet. De store antisyklonene utbrer seg bare noen få titalls km over de synlige skyene. De fleste planetforskere forkaster i dag en tidligere hypotese om at virvlene er dype «konveksjonsfjær» eller «konveksjonssøyler»;<ref name="1976Vasavada" group="L"/> det er imidlertid enighet om at stormene er slike «konveksjonssøyler».

=== Den store røde flekken og Oval BA ===
{{utdypende|Den store røde flekken|Oval BA}}
{{Flere bilder
|retning=horisontal
|justering=høyre
|bilde1=Jupiter-Earth-Spot comparison.jpg
|bilde2=PIA21972 Jupiter Blues.jpg
|bredde=200
|bildetekst1=<div style="text-align:center">Jordens størrelse sammenlignet med den store røde flekken. {{byline|Foto: ''Cassini''|29. desember 2000}}</div>
|bildetekst2=<div style="text-align:center">Jupiterskyer<br />{{byline|Foto: ''[[Juno (romsonde)|Juno]]''|24. oktober 2017}}</div>
}}
Den store røde flekken er en vedvarende [[antisyklonsk storm]], som befinner seg 22° sør for Jupiters ekvator; observasjoner fra jorden tyder på at minimum levetid er 357 år (siden juli 1665).<ref name="Jupiter Data Sheet" group="W"/><ref name="Anonymous2000" group="W"/>

Flekken roterer med klokken, i en periode på seks jorddager<ref name="Smith1998" group="L"/> eller 24 jovianske dager. I 2003 var flekken stor nok til å inneholde to eller tre planeter på størrelse med jorden. I begynnelsen av 2004 hadde flekken bare omkring halve lengden som den hadde for et århundre siden. Med sin nåværende reduserte hastighet, kan flekken bli sirkulær i 2040.<ref name="Irwin171" group="L"/> Ifølge en studie utført av forskere ved [[University of California, Berkeley]], mistet flekken 15&nbsp;% av sin diameter sammen med dens store akse mellom 1996 and 2006.<ref name="Britt2009" group="W"/><ref name="Yang2004" group="L"/>

''Oval BA'' er en rød storm på Jupiters sørlige halvkule, som er mindre enn den store røde flekk. Den oppstod i år 2000 etter en sammensmelting av tre mindre hvite stormer, og har vokst i styrke siden den gangen.<ref name="Sanchez2001" group="L"/><ref name="Youssef" group="L"/>

===Stormer og lyn===
[[Fil:PIA21641-Jupiter-SouthernStorms-JunoCam-20170525.jpg|thumb|upright|Jupiters sørlige stormer, fotografert med kameraet ''JunoCam''<ref name="NYT-20170525" group="W"/>{{byline|Foto: ''[[Juno (romsonde)|Juno]]''|25. mai 2017}}]]
Stormene opptrer via lyse og klumpete skyer på omkring {{formatnum:1000}}&nbsp;km i størrelse. Skyene oppstår fra tid til annen i beltenes sykloniske regioner, spesielt innenfor sterke vestlige (retrograde) jetstrømmer.<ref name="1982Vasavada" group="L"/> De sterkeste stormene varer i flere måneder, mens gjennomsnittlig levetid er 3–4 dager.<ref name="1982Vasavada" group="L"/> Stormene oppstår gjennom en konvensjon av fuktighet, hovedsakelig i troposfæren. De er høye konvektive søyler («fjær»), som bringer den våte luften fra de dypere lagene til den øvre delene av troposfæren, hvor det kondenserer som skyer. De har vanligvis en vertikal lengde på omkring 100&nbsp;km; de begynner i et trykk på 5–7&nbsp;bar, hvor grunnlaget for et hypotetisk vannskylag befinner seg, og strekker seg oppover hvor trykket er 0,2–0,5&nbsp;bar.<ref name="437Sanchez2001" group="L"/>

Stormene er alltid forbundet med [[lyn]]. Bilder av nattsiden av Jupiter som ble tatt av romsondene Galileo og Cassini avslørte regelmessige lysglimt i belter og nær de vestlige jetstrømmene, spesielt i breddegradene 51°N, 56°S og 14°S.<ref name="1983Vasavada" group="L"/> Lynnedslagene er i gjennomsnitt noen få ganger sterkere enn på jorden, de er likevel mindre hyppige. [[Effekt|Lyseffekten]] som utstråler fra et gitt område tilsvarer dem på jorden.<ref name="1983Vasavada" group="L"/>

Hvert 15–17 år har Jupiter spesielt kraftige stormer. De opptrer spesielt ved breddegraden 23° N, hvor de sterkeste østlige jetstrømmene er, og kan nå hastigheter på 150&nbsp;m/s. I mars–juni 2007<ref name="437Sanchez2001" group="L"/> oppstod to kraftige stormer i 55° N i det nordlige tempererte belte (NTB), og forstyrret beltet betydelig. Det mørke materiale som oppstod som en skur fra stormene blandet seg med skyene og endret beltets farge. Stormene beveget seg i hastigheter opptil 170&nbsp;m/s, litt raskere enn selve jetstrømmen, noe som tyder på sterke vinder dypt i atmosfæren.<ref name="437Sanchez2001" group="L"/> Den 25. august 2020 registrerte Hubble-teleskopet en storm som farte rundt planeten i 560 km/t.<ref name="NASA" group="W"/>

Forskere fra [[California Institute of Technology]] rapporterte at stormene oppstår ved ekvator og beveger seg mot polene (som på jorden). Jupiters stormer utsettes likevel ikke for friksjon fra land eller hav; de driver til polene og blir [[polygon]]e stormer.<ref name="Cheng Li" group="L"/>

=== Sirkumpolare sykloner ===
{{utdypende|Jupiters nordpol|Jupiters sørpol}}
{{Flere bilder
|retning=horisontal
|justering=høyre
|bilde1=Jupiter lightnings.jpg
|bilde2=JIRAM Image Southern CPCs.jpg
|bredde=200
|bildetekst1=<div style="text-align:center">Lyn på Jupiters nattside{{byline|Foto: ''Galileo''|6. og 6. oktober 1997}}</div>
|bildetekst2=<div style="text-align:center">JIRAM-bilde av sørlige sirkumpolare sykloner{{byline|Foto: NASA/JPL-Caltech/SwRI/ASI/INAF/JIRAM|12. september 2019}}</div>
}}
Sykloner nær den nordlige og sørlige polen blir kalt sirkumpolare sykloner. Polare sykloner er også observert ved nordpolen til [[Saturn]] ([[Saturns heksagon]]).<ref name="Scott2010" group="L"/><ref name="O'Neill2015" group="L"/> Jupiters sirkumpolare sykloner har blitt observert av kameraet JunoCam og JIRAM ombord i romsonden Juno. Den 14. juni 2024 hadde syklonene blitt observert i omkring 8 år, da Juno fullførte det 62. omløp rundt Jupiter.<ref name="Mura2022" group="L"/>

Nordpolen har åtte sykloner som roterer rundt en sentral syklon. Sørpolen har fem sykloner, og et gap mellom den første og den andre.<ref name="Tabataba-Vakili2020" group="L"/> Nordlige sykloner har en mer stabil form og posisjon enn de sørlige. Dette kan skyldes høyere vindhastigheter i sør, hvor maksimum vindhastigheter er omkring 80&nbsp;m/s til 90&nbsp;m/s.<ref name="Grassi2018" group="L"/> Den vinkelformede vindhastigheten øker og [[radius]]en blir mindre når syklonene nærmer seg sentrum. Unntaket er én syklon i nord, som roterer i motsatt retning. Forskjellen på antall sykloner i nord og sør kan forklares av de ulike størrelsene:<ref name="Gavriel2022" group="L"/> De sørlige sykloner har radier fra 5&nbsp;600&nbsp;km til 7&nbsp;000&nbsp;km, mens nordlige sykloner har radier fra 4&nbsp;000&nbsp;km til 4&nbsp;600&nbsp;km.<ref name="Adriani2018" group="L"/>

Stabiliteten i de symmetriske strukturene skyldes [[Tropisk syklon|beta-drift]]. Sykloner beveger seg mot polene og antisykloner beveger seg langs ekvator på grunn av bevarelsen av [[drivmoment]] langs strømlinjer i en virvel, under forandringen av [[coriolisfrekvens]]en.<ref name="Adem1956" group="L"/> De sirkumpolare syklonene utstråler et virvelfelt som frastøter andre sykloner ([[Fujiwharaeffekten]]) på måter som ligner betaeffekten. Deres breddegrader (~84°) stemmer matematisk med hypotesen om at en betadrift mot polene frastøter sykloner mot ekvator.<ref name="Gavriel2022" group="L"/><ref name="Cheng Li" group="L"/> Dette stemmer også med observasjoner.<ref name="Gavriel2022" group="L"/>
[[Fil:Jupiter equatorial hot spot.jpg|thumb|upright|Varm flekk ved ekvator gjengitt i falske farger{{byline|Foto: NASA/JPL-Caltech|6. mars 1988}}]]

===Forstyrrelser===
Bånd og soner blir tidvis forstyrret, deriblant av langtlevende formørkelser i den sørlige tropiske region. Slike langvarige forstyrrelser ble sett fra 1901 til 1939. De ble først sett av amatørastronomen [[Percy B. Molesworth]] (1867–1908) fra [[Sri Lanka]] den 28. februar 1901.<ref name="McKim1997" group="L"/> De tok form av en formørkelse av den ellers lyse sørlige tropiske sone. Flere lignende forstyrrelser i denne sonen har blitt observert siden den gangen.<ref name="McKim1997" group="L"/>

===Varme flekker===
Varme flekker er relativt skyfrie og varmen kommer fra dybdene av atmosfæren uten mye absorbering. Flekkene ser ut som lyse flekker i infrarøde bilder tatt i bølgelengder på omkring 5&nbsp;μm.<ref name=1987Vasavada group="L"/> De finnes hovedsakelig i beltene, mens et tog av karakteristiske varme flekker finnes i den nordlige kanten av ekvatorsonen. Atmosfæresonden til ''Galileo'' steg ned i en av disse flekkene ved ekvator. Hver ekvatorflekk har en lys, skyet vertikal søyle vest for seg som er 10&nbsp;000&nbsp;km i størrelse.<ref name=Ingersoll1 group="L" /> Varme flekker har vanligvis runde former, selv om de ikke ligner på virvler.<ref name=1987Vasavada group="L"/>

De varme flekkene er enten nedstrømmende, hvor den synkende gassen blir adiabatisk varmet opp, eller så er de manifestasjoner av planetariske skalabølger. Den sistnevnte hypotesen forklarer de periodiske mønstre av varme flekker ved ekvator.<ref name=Ingersoll1 group="L" /><ref name=1987Vasavada group="L"/>

==Observasjonshistorie==
{{utdypende|Utforskningen av Jupiter|Shoemaker-Levy 9|nedslag på Jupiter}}
[[Fil:790106-0203 Voyager 58M to 31M reduced.gif|thumb|Videosekvens fra ''[[Voyager 1]]'' sin tilnærmelse til Jupiter{{byline|Foto: NASA|1979}}]]
Endringer i Jupiters atmosfære har blitt registrert siden 1600-tallet, på en tid da astronomene benyttet små teleskoper.<ref name=Ingersoll8 group="L"/> Deres beskrivende benevnelser – belter og soner, brune og røde flekker, fjær, pinner, girlander og strømmere – blir fortsatt brukt.<ref name=Ingersoll1 group="L"/> Benevnelsene virvler, vertikal bevegelse og skyhøyder ble tatt i bruk på 1900-tallet.<ref name=Ingersoll8 group="L"/>

De første observasjoner av den jovianske atmosfære med høyere oppløsning enn bakkebasete teleskoper ble gjort av romsondene [[Pioneer 10]] og [[Pioneer 11|11]] i 1973. De første detaljerte bildene kom fra [[Voyagerprogrammet]]. De to romsondene viste detaljer på 5&nbsp;km i størrelse i ulike spektra, og skapte «tilnærmingsvideoer» av atmosfæren i bevegelse. Atmosfæresonden til Galileo hadde et antenneproblem. Den så derfor mindre av atmosfæren, men i en bedre oppløsning og en større spektral båndbredde.<ref name=Ingersoll8 group="L"/>

Siden 1990 har astronomer hatt kontinuerlig informasjon om Jupiters atmosfæriske aktivitet takket være rombaserte teleskoper som Hubble-teleskopet og [[James Webb Space Telescope]]. De viser at atmosfæren tidvis rammes av massive forstyrrelser, men i det store og hele er den bemerkelsesverdig stabil. Den vertikale bevegelse i Jupiters atmosfære ble for en stor del bestemt av identifikasjonen av sporingsgasser med bakkebaserte teleskoper.<ref name=Ingersoll8 group="L"/>

[[Astronomisk spektroskopi|Spektroskopiske]] studier etter kollisjonen med [[komet]]en [[Shoemaker–Levy 9]] i 1994 ga et glimt av sammensetningen under skytoppene. Diatomisk svovel (S<sub>2</sub>) og karbondisulfid (CS<sub>2</sub>) ble registrert. Dette var den første oppdagelsen av begge stoffene på Jupiter, og den andre oppdagelsen av S<sub>2</sub> i noe astronomisk objekt. Det ble også påvist ammoniakk (NH<sub>3</sub>) og hydrogensulfid (H<sub>2</sub>S). Oksygenbærende molekyler som [[svoveldioksid]] ble ikke oppdaget. Flere andre [[nedslag på Jupiter]] har siden 1971 økt vår forståelse av Jupiters atmosfære.<ref name="Noll1995" group="L"/><ref name="Flere1999" group="L"/>

Atmosfæresonden til Galileo målte vindene, temperaturen, den kjemiske sammensetningen, skyene og strålingsnivået ned til 22&nbsp;bar. Under 1&nbsp;bar er det en del usikkerhet om kvantiteter av oksygen og vanninnhold.<ref name=Ingersoll8 group="L"/>

== Se også ==
* [[Gasskjempe]]
* [[Uranus’ atmosfære]]
* [[Super-Jupiter]]
* [[Eksentrisk Jupiter]]
* [[Hot Jupiter]]

== Noter==
#{{Note label|Note3|N&nbsp;3|^}}Skalahøyden ''sh'' er definert som {{Nowrap|1=''sh'' = ''RT''/(''Mg<sub>j</sub>'')}}, hvor {{Nowrap|1=''R'' = 8,31 J/mol/K}} er [[gasskonstant]]en, {{Nowrap|1=''M'' ≈ 0,0023 kg/mol}} er den gjennomsnittlige molmasen i den jovianske atmosfæren,<ref name="Sieff1998" group="L" /> ''T'' er temperaturen og {{Nowrap|1=g<sub>j</sub> ≈ 25 m/s<sup>2</sup>}} er gravitasjonen ved overflaten på Jupiter. Siden temperaturen varierer fra 110&nbsp;K i tropopausen og opp til 1000&nbsp;K i termosfæren,<ref name="Sieff1998" group="L" /> kan skalahøyden oppnå verdier fra 15–150&nbsp;km.

== Referanser ==
<references group="L">
<ref name="Adem1956" group="L">[[#Adem1956|Adem (1956)]]</ref>
<ref name="Adriani2018" group="L">[[#Adriani2018|Adriani ''et al.'' (2018)]]</ref>
<ref name="Atreya1999" group="L">[[#Atreya1999|Atreya ''et al.'' (1999)]]</ref>
<ref name="Atreya2003" group="L">[[#Atreya2003|Atreya ''et al.'' (2003)]]</ref>
<ref name="Atreya2005" group="L">[[#Atreya2005|Atreya ''et al.'' (2005)]]</ref>
<ref name="226Atreya2005" group="L">[[#Atreya Wong Baines et al.|Atreya ''et al.'' (2005)]], s. 226</ref>
<ref name="Beebe24" group="L">[[#Beebe|Beebe (1997)]], s. 24.</ref>
<ref name="Bhardwaj2000" group="L">[[#Bhardwaj|Bhardwaj og Gladstone (2000), s. 299–302]]</ref>
<ref name="Brown1974" group="L">[[#Brown1974|Brown (1974)]]</ref>
<ref name="Busse1976" group="L">[[#Busse|Busse (1976)]]</ref>
<ref name="Cheng Li" group="L">[[#Cheng Li|Cheng Li (2020)]]</ref>
<ref name="Duer 2021" group="L">[[#Duer2021|Duer ''et al.'' (2021)]]</ref>
<ref name="Pearl Conrath et al. 1990" group="L">[[#Pearl Conrath et al. 1990|Pearl Conrath et al. (1990)]] , s. 12, 26.</ref>
<ref name="Encrenaz2003" group="L">[[#Encrenaz|Encrenaz (2003)]]</ref>
<ref name="Flere1999" group="L">[[#Flere1999|Flere (1999)]]</ref>
<ref name="Fletcher2020" group="L">[[#Fletcher2020|Fletcher (2020)]]</ref>
<ref name="Gavriel2022" group="L">[[#Gavriel2022|Gavriel (2022)]]</ref>
<ref name="Grassi2018" group="L">[[#Grassi2018|Grassi (2018)]]</ref>
<ref name="Graney" group="L">[[#Graney|Graney (2010)]]</ref>
<ref name="Guillot1999" group="L">[[#Guillot|Guillot (1999)]]</ref>
<ref name="Guillot2004" group="L">[[#Guillot2004|Guillot (2004)]]</ref>
<ref name="Guillot2018" group="L">[[#Guillot2018|Guillot (2018)]]</ref>
<ref name="Guillot2019" group="L">[[#Guillot2019|Guillot (2019)]]</ref>
<ref name="Heimpel2005" group="L">[[#Hiempel2005|Hiempel ''et al.'' (2005)]]</ref>
<ref name="Holton2004" group="L">[[#Holton|Holton (2004)]]</ref>
<ref name="Ingersoll2000" group="L">[[#Ingersoll2000|Ingersoll ''et al.'' (2000)]]</ref>
<ref name="Ingersoll1" group="L">[[#Ingersoll|Ingersoll (2004)]], s. 2–5</ref>
<ref name="Ingersoll2" group="L">[[#Ingersoll|Ingersoll (2004)]], s. 5</ref>
<ref name="Ingersoll3" group="L">[[#Ingersoll|Ingersoll (2004)]], s. 12</ref>
<ref name="Ingersoll4" group="L">[[#Ingersoll|Ingersoll (2004)]], s. 5–7</ref>
<ref name="Ingersoll5" group="L">[[#Ingersoll|Ingersoll (2004)]], s. 16–17</ref>
<ref name="Ingersoll6" group="L">[[#Ingersoll|Ingersoll (2004)]], s. 14–15</ref>
<ref name="Ingersoll7" group="L">[[#Ingersoll|Ingersoll (2004)]], s. 13–14</ref>
<ref name="Ingersoll8" group="L">[[#Ingersoll|Ingersoll (2004)]], s. 8</ref>
<ref name="Ingersoll9" group="L">[[#Ingersoll|Ingersoll (2004)]], s. 11, 17–18</ref>
<ref name="Ingersoll1969" group="L">Se for eksempel [[#Ingersoll1969|Ingersoll ''et al.'' (1969)]]</ref>
<ref name="Irwin171" group="L">[[#Irwin2003|Irwin (2003)]], side 171</ref>
<ref name="Janssen2017" group="L">[[#Janssen2017|Janssen ''et al.'' 2017]]</ref>
<ref name="Junjun2010" group="L">[[#Junjun|Junjun ''et al.'' (2010)]]</ref>
<ref name="Kunde2004" group="L">[[#Kunde|Kunde ''et al.'' (2004)]]</ref>
<ref name="Liu2019" group="L">[[#Liu2019|Liu (2019)]]</ref>
<ref name="Low1966" group="L">[[#Low|Low (1966)]]</ref>
<ref name="McKim1997" group="L">[[#McKim1997|McKim (1997)]]</ref>
<ref name="Miller2005" group="L">[[#Miller2005|Miller ''et al.'' (2005)]]</ref>
<ref name="Mura2022" group="L">[[#Mura2022|Mura ''et al.'' (2022)]]</ref>
<ref name="Noll1995" group="L">[[#Noll1995|Noll ''et al.'' (1995)]]</ref>
<ref name="O'Neill2015" group="L">[[#O'Neill2015|O'Neill ''et al.'' (2015)]]</ref>
<ref name="Peek1981" group="L">[[#Peek1981|Rogers (1981)]]</ref>
<ref name="Rogers1" group="L">[[#Rogers|Rogers (1995)]], s. 81.</ref>
<ref name="Rogers85" group="L">[[#Rogers|Rogers (1995)]], s. 85, 91-94.</ref>
<ref name="Rogers101" group="L">[[#Rogers|Rogers (1995)]], s. 101-105.</ref>
<ref name="Rogers113" group="L">[[#Rogers|Rogers (1995)]], s. 113-117.</ref>
<ref name="Rogers133" group="L">[[#Rogers|Rogers (1995)]], s. 133.</ref>
<ref name="Rogers133b" group="L">[[#Rogers|Rogers (1995)]], s. 133, 145–147.</ref>
<ref name="Rogers125" group="L">[[#Rogers|Rogers (1995)]], s. 125-130.</ref>
<ref name="Rogers159" group="L">[[#Rogers|Rogers (1995)]], s. 159-160.</ref>
<ref name="Rogers219" group="L">[[#Rogers|Rogers (1995)]], s. 210-221, 223, 228-229.</ref>
<ref name="Rogers235" group="L">[[#Rogers|Rogers (1995)]], s. 235.</ref>
<ref name="Rogers2001" group="L">[[#Rogers2001|Rogers (2001)]]</ref>
<ref name="Rogers2003" group="L">[[#Rogers2003|Rogers (2003)]]</ref>
<ref name="Ridpath1998" group="L">[[#Ridpath1998|Ridpath (1998)]]</ref>
<ref name="Sanchez2001" group="L">[[#Sanchez2001|Sanchez (2001)]]</ref>
<ref name="437Sanchez2001" group="L">[[#Sanchez2001|Sanchez (2001)]], side 437-438</ref>
<ref name="Scott2010" group="L">[[#Scott2010|Scott (2010)]]</ref>
<ref name="Showan2005" group="L">[[#Showman|Showman ''et al.'' (2005)]]</ref>
<ref name="Sieff1998" group="L">[[#Sieff|Sieff ''et al.'' (1998)]]</ref>
<ref name="Smith1998" group="L">[[#Smith|Smith ''et al.'' (1979)]], s. 954</ref>
<ref name="Smoluchowski1971" group="L">[[#Smoluchowski1971|Smoluchowski (1971)]]</ref>
<ref name="Tabataba-Vakili2020" group="L">[[#Tabataba-Vakili|Tabataba-Vakili (2020)]]</ref>
<ref name="1937Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1937</ref>
<ref name="1942Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1942–1974</ref>
<ref name="1943Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1943–1945</ref>
<ref name="1945Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1945–1947</ref>
<ref name="1947Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1947–1958</ref>
<ref name="1949Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1949</ref>
<ref name="1962Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1962–1966</ref>
<ref name="1966Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1966</ref>
<ref name="1966Vasavadab" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1966-1982</ref>
<ref name="1970Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1970</ref> 
<ref name="1974Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1974</ref>
<ref name="1975Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1975</ref>
<ref name="1976Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1976</ref>
<ref name="1977Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1977</ref>
<ref name="1978Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1978</ref>
<ref name="1978Vasavadab" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1978</ref>
<ref name="1979Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1979</ref>
<ref name="1980Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1980–1982</ref>
<ref name="1982Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1982, 1985–1987</ref>
<ref name="1983Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1983, 1985</ref>
<ref name="1987Vasavada" group="L">[[#Vasavada|Vasavada (2005)]], s. 1987–1989</ref>
<ref name="Wahl2017" group="L">[[#Wahl2017|Wahl (2017)]]</ref>
<ref name="West20" group="L">[[#West|West ''et al.'' (2004)]], s. 9–10, 20–23</ref>
<ref name="Williams1975" group="L">[[#Williams1975|Williams (1975)]]</ref>
<ref name="Williams1978" group="L">[[#Williams1978|Williams (1978)]]</ref>
<ref name="Williams1985" group="L">[[#Williams1997|Williams (1985)]]</ref>
<ref name="Williams1996" group="L">[[#Williams1996|Williams (1996)]]</ref>
<ref name="Williams1997" group="L">[[#Williams1997|Williams (1997)]]</ref>
<ref name="Williams2002" group="L">[[#Williams2002|Williams (2002)]]</ref>
<ref name="Williams2003" group="L">[[#Williams2003|Williams (2003)]]</ref>
<ref name="Williams2003b" group="L">[[#Williams2003b|Williams (2003)]]</ref>
<ref name="Williams2003c" group="L">[[#Williams2003c|Williams (2003)]]</ref>
<ref name="Williams2003d" group="L">[[#Williams2003d|Williams (2003)]]</ref>
<ref name="Williams2006" group="L">[[#Williams2006|Williams (2006)]]</ref>
<ref name="Yang2004" group="L">[[#Yang2004|Yang (2004)]]</ref>
<ref name="Yelle1" group="L">[[#Yelle|Yelle (2004)]], s. 1</ref>
<ref name="Yelle2" group="L">[[#Yelle|Yelle (2004)]], s. 1–12</ref>
<ref name="Yelle3" group="L">[[#Yelle|Yelle (2004)]] s. 15–16</ref>
<ref name="Yelle4" group="L">[[#Yelle|Yelle (2004)]], s. 22–27</ref>
<ref name="Youssef" group="L">[[#Youssef|Youssef (2003)]]</ref>

</references>

;Nettsteder
<references group="W">
<ref name="Anonymous2000">{{cite web
|author=Anonymous|date=10. august 2000
|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/jupiter/redspot.html
|title=The Solar System&nbsp;– The Planet Jupiter&nbsp;– The Great Red Spot
|publisher=Dept. Physics & Astronomy&nbsp;– [[University of Tennessee]]
|archive-url= https://web.archive.org/web/20080607102754/http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/jupiter/redspot.html| url-status= live}}</ref>
<ref name="Eso2017">{{cite web|title=Great Cold Spot discovered on Jupiter|url=https://www.eso.org/public/images/potw1716a/|website=www.eso.org|date=17. april 2017}}</ref>
<ref name="Britt2009">{{cite web|last = Britt|first = Robert Roy|title = Jupiter's Great Red Spot Is Shrinking|publisher = Space.com|date = 2009-03-09|url = http://www.space.com/scienceastronomy/090309-mm-jupiter-great-red-spot.html| archive-url= https://web.archive.org/web/20090311235511/http://www.space.com/scienceastronomy/090309-mm-jupiter-great-red-spot.html| archive-date= 11. mars 2009 | url-status= live}}</ref>

<ref name="McDowel1995">{{Kilde www|url=http://www.planet4589.org/space/jsr/back/news.267|tittel=Jonathan's Space Report, No. 267|utgiver=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|utgivelsesdato=1995-12-08|språk=engelsk|forfatter=McDowell, Jonathan|arkiv-url=https://www.webcitation.org/60qCksDp1?url=http://www.planet4589.org/space/jsr/back/news.267|arkivdato=2011-08-10}}</ref>

<ref name="Jupiter Data Sheet">{{cite web
|author=Staff |date=2007
|url=http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/jupiter-ez.html
|title=Jupiter Data Sheet&nbsp;– SPACE.com
|publisher=Imaginova|archive-url= https://web.archive.org/web/20080511205433/http://www.space.com/scienceastronomy/solarsystem/jupiter-ez.html| url-status= live}}</ref>

<ref name="NYT-20170525">{{cite news |last=Chang |first=Kenneth |title=NASA's Jupiter Mission Reveals the "Brand-New and Unexpected" |url=https://www.nytimes.com/2017/05/25/science/nasa-juno-spacecraft-jupiter-storms.html |date=25. mai 2017 |work=[[The New York Times]]}}</ref>

<ref name="NASA">{{cite web |url=https://www.nasa.gov/image-feature/a-new-view-of-jupiters-storms |title=A New View of Jupiter's Storms |website=NASA |date=17. september 2020 |access-date=2023-04-30 |archive-date=2023-03-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20230329014357/http://www.nasa.gov/image-feature/a-new-view-of-jupiters-storms/ |url-status=yes }}</ref>

<ref name="Universe Today">{{cite web|title=Jupiter, It Is A-Changing|author=Nancy Atkinson|publisher=Universe Today|url=http://www.universetoday.com/2010/05/13/jupiter-it-is-a-changing/|date=2010|access-date=2010-12-24}}</ref>

<ref name="heic">{{cite web|title=Hubble's planetary portrait captures changes in Jupiter's Great Red Spot|url=http://www.spacetelescope.org/news/heic1522/|access-date=15. oktober 2015}}</ref>

<ref name=Sanders2010>{{cite web|last=Sanders|first=Robert|title=Helium rain on Jupiter explains lack of neon in atmosphere|url=http://newscenter.berkeley.edu/2010/03/22/helium_rain/|publisher=University of Berkeley|date=22. mars 2010}}</ref>

<ref name=space_dot_com_2017>{{cite web | url=https://www.space.com/37005-jupiter-fuzzy-core-nasa-juno.html | title=More Jupiter Weirdness: Giant Planet May Have Huge, 'Fuzzy' Core | date=26. mai 2017 | last=Wall | first=Mike | website=space.com}}</ref>

<ref name=Wrong-Juno>{{Cite web | url=https://www.space.com/39348-juno-jupiter-mission-planet-revelations.html | title='Totally Wrong' on Jupiter: What Scientists Gleaned from NASA's Juno Mission | date=10. januar 2018 | first=Hanneke | last=Weitering | website=space.com}}</ref>

</references>

== Litteratur ==
* {{Kilde bok
 |forfatter=[flere forfattere]
 |redaktør=Beatty, Kelly J.; Peterson, Carolyn Collins; Chaiki, Andrew
 |utgivelsesår=1. januar 1999|tittel=The New Solar System
 |utgave=4
 |forlag=Sky Publishing Corporation
 |utgivelsessted=Massachusetts|isbn=0-933346-86-7
 |oclc=39464951|språk=engelsk
 |ref=Flere1999
}}
* {{Kilde artikkel 
  |forfatter=Adem, Julián 
  |utgivelsesår=August 1956 
  |tittel=A Series Solution for the Barotropic Vorticity Equation and its Application in the Study of Atmospheric Vortices 
  |url=http://dx.doi.org/10.1111/j.2153-3490.1956.tb01234.x 
  |publikasjon=Tellus |volum=8 |issue=3 |pages=364–372 |doi=10.1111/j.2153-3490.1956.tb01234.x |issn=0040-2826|ref=Adem1956}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Adriani, A.; Mura, A.; Orton, G.; Hansen, C.; Altieri, F.; Moriconi, M. L.; Rogers, J.; Eichstädt, G.; Momary, Thomas; Ingersoll, Andrew P.; Filacchione, ‪Gianrico
  |utgivelsesår=mars 2018
  |tittel=Clusters of cyclones encircling Jupiter's poles
  |url=http://www.nature.com/articles/nature25491
  |publikasjon=Nature
  |volum=555|issue=7695|pages=216–219
  |doi=10.1038/nature25491|pmid=29516997|bibcode=2018Natur.555..216A|id=s2cid=4438233|issn=0028-0836|ref=Adriani2018}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Atreya, Sushil K.; Wong, M.H.; Owen, Tobias Chant et al.|utgivelsesår=1999
 |tittel=A comparison of the atmospheres of Jupiter and Saturn: deep atmospheric composition, cloud structure, vertical mixing, and origin
 |publikasjon=Planetary and Space Science]|bind=47
 |utgave=10–11|side=1243–1262
 |doi=10.1016/S0032-0633(99)00047-1
 |bibcode=1999P&SS...47.1243A
 |språk=engelsk|ref=Atreya1999
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Atreya, Sushil K.; Mahaffy, Paul R.; Niemann, Hasso B. et al.
 |utgivelsesår=2003
 |tittel=Composition and origin of the atmosphere of Jupiter—an update, and implications for the extrasolar giant planets
 |publikasjon=Planetary and Space Science
 |bind=51
 |utgave=2|side=105–112
 |doi=10.1016/S0032-0633(02)00144-7
 |bibcode=2003P&SS...51..105A
 |språk=engelsk|ref=Atreya2003
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San; Baines, K.H. et al.
 |utgivelsesår=2005
 |tittel=Jupiter's ammonia clouds—localized or ubiquitous?
 |publikasjon=Planetary and Space Science
 |bind=53|utgave=5|side=498–507
 |doi=10.1016/j.pss.2004.04.002
 |url=http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2005_Jupiters_Ammonia.pdf
 |bibcode=2005P&SS...53..498A
 |språk=engelsk|ref=Atreya2005
}}
* {{Kilde artikkel| doi = 10.1016/j.pss.2004.04.002| forfatter = Atreya, Sushil K.; Wong, Ah-San; Baines, K. H.; Wong, M. H.; Owen, Tobias Chant; utgivelsesår = 2005| tittel = Jupiter's ammonia clouds—localized or ubiquitous?| publikasjon = Planetary and Space Science| issn = 0032-0633| volum = 53| issue = 5| pages = 498–507| url = http://www-personal.umich.edu/~atreya/Articles/2005_Jupiters_Ammonia.pdf|  bibcode = 2005P&SS...53..498A| ref = Atreya Wong Baines et al.| id=citeseerx = 10.1.1.553.8220}}
* {{Kilde bok
 |forfatter=Beebe, Reta
 |utgivelsesår=1997 |utgave=2
 |tittel=Jupiter the Giant Planet
 |utgiver=Smithsonian Books, Washington, 17. januar 1997
 |isbn=978-1-56098-685-0
 |oclc=224014042
 |ref=Beebe
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Bhardwaj, A.; Gladstone, G.R.
 |utgivelsesår=2000
 |tittel=Auroral emissions of the giant planets
 |publikasjon=Reviews of Geophysics
 |bind=38
 |utgave=3
 |side=295–353
 |doi=10.1029/1998RG000046
 |url=http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf
 |bibcode=2000RvGeo..38..295B
 |språk=engelsk
 |ref=Bhardwaj
 |besøksdato=2012-01-11
 |arkiv-dato=2011-06-28
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20110628210428/http://www.bu.edu/csp/uv/cp-aeronomy/Bhardwaj_Gladstone_RG_2000.pdf
 |url-status=død
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Brown, Robert A.
 |utgivelsesår=1974
 |tittel=Optical Line Emission from Io
 |publikasjon=Exploration of the Planetary System, International Astronomical Union/Union Astronomique Internationale (IAUS)
 |volum=65
 |url=https://link.springer.com/chapter/10.1007/978-94-010-2206-4_47
 |ref=Brown1974
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Busse, F.H.
 |utgivelsesår=1976
 |tittel=A simple model of convection in the Jovian atmosphere
 |publikasjon=[[Icarus (journal)|Icarus]]
 |volum=29
 |issue=2 |pages=255–260
 |doi=10.1016/0019-1035(76)90053-1
 |bibcode=1976Icar...29..255B
 |ref=Busse
}}
* {{kilde artikkel
 |forfatter=Cheng Li, Andrew P. Ingersoll; Alexandra P. Klipfel; Harriet Brettle;
 |tittel=Modeling the stability of polygonal patterns of vortices at the poles of Jupiter as revealed by the Juno spacecraft 
 |publikasjon=PNAS |utgivelsesår=2020 |volum=117 |issue=39 |pages=24082–24087 |doi=10.1073/pnas.2008440117 |pmid=32900956 
 |pmc=7533696  |bibcode=2020PNAS..11724082L|ref=Cheng Li}}
* {{kilde artikkel| doi = 10.1016/0019-1035(90)90155-3| forfatter = Pearl, J. C.; Conrath, B. J; Hanel, R. A.; Pirraglia, J. A.; Coustenis;| tittel = The albedo, effective temperature, and energy balance of Uranus, as determined from Voyager IRIS data| publikasjon = Icarus| issn = 0019-1035| volum = 84| issue = 1| pages = 12–28| bibcode = 1990Icar...84...12P| ref = Pearl Conrath et al. 1990| dato = mars 1990}}
* {{Kilde artikkel |forfatter=Duer, Keren; Gavriel, Nimrod; Galanti, Eli; Kaspi, Yohai; Fletcher, Leigh N.; Guillot, Tristan; Bolton, Scott J.; Levin, Steven M.; Atreya, Sushil K.; Grassi, Davide; Ingersoll, Andrew P. |utgivelsesår=2021-12-16 |tittel=Evidence for Multiple Ferrel-Like Cells on Jupiter |url=https://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2021GL095651 |publikasjon=Geophysical Research Letters |volum=48 |issue=23 |doi=10.1029/2021GL095651 |arxiv=2110.07255 |bibcode=2021GeoRL..4895651D |id= hdl=2027.42/170953 s2cid=238856819 |issn=0094-8276|ref=Duer2021}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Encrenaz, T.|doi=10.1016/S0032-0633(02)00145-9
 |tittel=ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?
 |publikasjon=Planetary and Space Science
 |bind=51|utgave=2|side=89–52
 |utgivelsesår=2003
 |bibcode=2003P&SS...51...89E
 |språk=engelsk|ref=Encrenaz
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Fletcher, Leigh N.; Kaspi, Yohai; Guillot, Tristan; Showman, Adam P.
 |utgivelsesår=2020-03-12
 |tittel=How Well Do We Understand the Belt/Zone Circulation of Giant Planet Atmospheres? |url=https://doi.org/10.1007/s11214-019-0631-9 
 |publikasjon=Space Science Reviews |volum=216 |issue=2 |pages=30 |doi=10.1007/s11214-019-0631-9 |issn=1572-9672 |pmc=7067733 
 |pmid=32214508|arxiv=1907.01822 |bibcode=2020SSRv..216...30F|ref=Fletcher2020}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Gavriel, Nimrod; Kaspi, Yohai;
 |utgivelsesår=2022-08-16
 |tittel=The Oscillatory Motion of Jupiter's Polar Cyclones Results From Vorticity Dynamics 
 |url=https://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2022GL098708
 |publikasjon=Geophysical Research Letters |volum=49 |issue=15 |doi=10.1029/2022GL098708 |arxiv=2209.00309 |bibcode=2022GeoRL..4998708G 
 |id=s2cid=249810436 |issn=0094-8276|ref=Gavriel2022}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Graney, C. M.
 |utgivelsesår=2010
 |tittel=Changes in the Cloud Belts of Jupiter, 1630–1664, as reported in the 1665 Astronomia Reformata of Giovanni Battista Riccioli
 |publikasjon=Baltic Astronomy
 |volum=19 |issue=3–4
 |pages=266
 |bibcode=2010BaltA..19..265G
 |ref=Graney
|arxiv = 1008.0566 |doi=10.1515/astro-2017-0425
 |id=s2cid=117677021
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Grassi, D.; Adriani, A.; Moriconi, M. L.; Mura, A.; Tabataba-Vakili, F.; Ingersoll, Andrew; Orton, G.; Hansen, C.; Altieri, F.; Filacchione, ‪Gianrico; Sindoni, G.
 |utgivelsesår=Juni 2018 |tittel=First Estimate of Wind Fields in the Jupiter Polar Regions From JIRAM-Juno Images |publikasjon=Journal of Geophysical Research: Planets |volum=123 |issue=6 |pages=1511–1524 |doi=10.1029/2018JE005555 |bibcode=2018JGRE..123.1511G |id= s2cid=133852380 , hdl=2027.42/145242|issn=2169-9097|ref=Grassi2018}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Guillot, Tristan|utgivelsesår=1999
 |tittel=A comparison of the interiors of Jupiter and Saturn
 |publikasjon=Planetary and Space Science
 |bind=47|utgave=10–11 |side=1183–1200
 |doi=10.1016/S0032-0633(99)00043-4
 |bibcode=1999P&SS...47.1183G
 |arxiv = astro-ph/9907402
 |språk=engelsk|ref=Guillot
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Guillot, Tristan; Y. Miguel, B. Militzer, W. B. Hubbard, Y. Kaspi, E. Galanti, H. Cao, R. Helled, S. M. Wahl, L. Iess, W. M. Folkner, D. J. Stevenson, J. I. Lunine, D. R. Reese, A. Biekman, M. Parisi, D. Durante, J. E. P. Connerney, S. M. Levin & S. J. Bolton 
 |utgivelsesår=20. mars 2018
 |tittel=A suppression of differential rotation in Jupiter’s deep interior
 |publikasjon=Nature
 |utgave=555 |side=1227–230
 |doi=10.1038/nature25775
 |språk=engelsk|ref=Guillot2018
}}
* {{Kilde artikkel| forfatter=Guillot, Tristan|utgivelsesår=2019| publikasjon=Nature| pages=315–317| issue=7769| tittel=Signs that Jupiter was mixed by a giant impact| volum=572| doi=10.1038/d41586-019-02401-1| pmid=31413374| bibcode=2019Natur.572..315G| ref=Guillot2019}}
* {{Kilde bok|redaktør=Bagenal, F.; Dowling, T. E.; McKinnon, W. B|forfatter=Guillot, Tristan; Stevenson, D. J.; Hubbard, William B.; Saumon, D.|utgivelsesår=2004|tittel=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere|forlag=[[Cambridge University Press]]|isbn=0-521-81808-7|språk=engelsk|ref=Guillot2004}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Heimpel, M. ;Aurnou, J.; Wicht, J.
 |utgivelsesår=2005|språk=engelsk
 |tittel=Simulation of equatorial and high-latitude jets on Jupiter in a deep convection model
 |publikasjon=[[Nature]]
 |bind=438 |side=193–196
 |doi=10.1038/nature04208
 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v438/n7065/pdf/nature04208.pdf
 |format=pdf|pmid=16281029
 |utgave=7065|bibcode = 2005Natur.438..193H
 |ref=Hiempel2005
}}
* {{Kilde bok |tittel=An introduction to dynamic meteorology |utgivelsesår=2004 |utgiver=Elsevier Academic Press, Burlington, MA|redaktør= Holton, James R.|isbn=978-0-08-047021-4 |utgave=4th  |oclc=162572802|ref=Holton}}
* {{Kilde artikkel |forfatter=Ingersoll, Andrew P.; Gierasch, P. J.; Banfield, D.; Vasavada, Ashwin R.; Galileo Imaging Team |utgivelsesår=2000 |tittel=Moist convection as an energy source for the large-scale motions in Jupiter's atmosphere |url=http://www.nature.com/articles/35001021 |publikasjon=Nature |volum=403 |issue=6770 |pages=630–632 |doi=10.1038/35001021 |pmid=10688192 |bibcode=2000Natur.403..630I |id=s2cid=4381087 |issn=0028-0836|ref=Ingersoll2000}}
* {{Kilde bok
 |forfatter=Ingersoll, Andrew P.; Dowling, T.E.; Gierasch, P.J. et al
 |tittel=Dynamics of Jupiter's Atmosphere
 |utgivelsesår=2004
 |redaktør=Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.
 |verk=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |utgivelsessted=Cambridge|forlag=Cambridge University Press
 |isbn=0-521-81808-7
 |url=http://www.lpl.arizona.edu/~showman/publications/ingersolletal-2004.pdf
 |språk=engelsk|ref=Ingersoll
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Ingersoll, Andrew P.; Cuzzi, J.N.
 |utgivelsesår=1969 
 |tittel=Dynamics of Jupiter's cloud bands
 |publikasjon=Journal of the Atmospheric Sciences
 |bind=26|utgave=5|side=981–985
 |doi=10.1175/1520-0469(1969)026<0981:DOJCB>2.0.CO;2
 |bibcode=1969JAtS...26..981I
 |språk=engelsk|ref=Ingersoll1969
}}
* {{Kilde bok
 |forfatter=Irwin, P.
 |utgivelsesår=2003
 |tittel=Giant Planets of Our Solar System. Atmospheres, Composition, and Structure
 |utgiver=Springer and Praxis
 |isbn=978-3-540-00681-7
 |ref=Irwin2003
}}
* {{Kilde artikkel |forfatter=Janssen, M. A.; Oswald, J. E.; Brown, S. T.; Gulkis, S.; Levin, S. M.; Bolton, S. J.; Allison, M. D.; Atreya, S. K.; Gautier, D.; Ingersoll, Andrew P.; Lunine, J. I. |utgivelsesår=2017 |tittel=MWR: Microwave Radiometer for the Juno Mission to Jupiter |url=http://link.springer.com/10.1007/s11214-017-0349-5 |publikasjon=Space Science Reviews |volum=213 |issue=1–4 |pages=139–185 |doi=10.1007/s11214-017-0349-5 |bibcode=2017SSRv..213..139J |id=s2cid=125905820 |issn=0038-6308|ref=Janssen2017}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Kunde, V.G.; Flasar, F.M.; Jennings, D.E. et al.
 |utgivelsesår=2004
 |tittel=Jupiter's Atmospheric Composition from the Cassini Thermal Infrared Spectroscopy Experiment
 |publikasjon=[[Science]]|utgave=5690
 |bind=305|side=1582–1586
 |doi=10.1126/science.1100240
 |bibcode=2004Sci...305.1582K
 |pmid=15319491
 |språk=engelsk|ref=Kunde
}}
* {{Kilde artikkel |forfatter=Liu, Junjun; Schneider, Tapio; |utgivelsesår=2010-11-01 |tittel=Mechanisms of Jet Formation on the Giant Planets |url=https://journals.ametsoc.org/doi/10.1175/2010JAS3492.1 |publikasjon=Journal of the Atmospheric Sciences |volum=67 |issue=11 |pages=3652–3672 |doi=10.1175/2010JAS3492.1 |arxiv=0910.3682 |bibcode=2010JAtS...67.3652L |id=s2cid=9416783 |issn=1520-0469|ref=Junjun}}
* {{Kilde artikkel| forfatter=Liu, S. F.; Hori, Y.; Müller, S.; Zheng, X.; Helled, R.; Lin, D.; Isella, A.| tittel=The formation of Jupiter's diluted core by a giant impact|utgivelsesår=2019| publikasjon=Nature| volum=572| pages=355–357| issue=7769| doi=10.1038/s41586-019-1470-2| pmid=31413376| arxiv=2007.08338| bibcode=2019Natur.572..355L| id=s2cid=199576704|ref=Liu2019}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Low, F.J.
 |tittel=Observations of Venus, Jupiter, and Saturn at λ20 μ
 |utgivelsesår=1966
 |publikasjon=[[Astronomical Journal]]
 |volum=71 |side=391
 |doi=10.1086/110110
 |bibcode=1966AJ.....71R.391L
 |ref=Low
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=McKim, R.J.
 |utgivelsesår=1997
 |tittel=P. B. Molesworth's discovery of the great South Tropical Disturbance on Jupiter, 1901
 |publikasjon=Journal of the British Astronomical Association
 |volum=107 |issue=5 |pages=239–245
 |bibcode=1997JBAA..107..239M
 |ref=McKim1997
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Miller, Stanley L.; Aylword, A.; Milliword, G.
 |utgivelsesår=2005
 |tittel=Giant Planet Ionospheres and Thermospheres: the Importance of Ion-Neutral Coupling
 |publikasjon=Space Science Reviews
 |bind=116|utgave=1–2 |side=319–343
 |doi=10.1007/s11214-005-1960-4
 |bibcode=2005SSRv..116..319M
 |språk=engelsk|ref=Miller2005
}}
*{{Kilde artikkel |forfatter=Mura, A.; Scarica, P.; Grassi, D.; Adriani, A.; Bracco, A.; Piccioni, G.; Sindoni, G.; Moriconi, M. L.; Plainaki, C.; Ingersoll, Andrew; Altieri, F.; Cicchetti, A.; Dinelli, B. M.; Filacchione, ‪Gianrico; Migliorini, A. |utgivelsesår=2022 |tittel=Five Years of Observations of the Circumpolar Cyclones of Jupiter |publikasjon=Journal of Geophysical Research: Planets |volum=127 |issue=9 |doi=10.1029/2022JE007241 |bibcode=2022JGRE..12707241M |id=s2cid=252099924 |issn=2169-9097|ref=Mura2022}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=O'Neill, Morgan E; Emanuel, Kerry A.; Flierl, Glenn R.
 |utgivelsesår=2015-06-15
 |tittel=Polar vortex formation in giant-planet atmospheres due to moist convection
 |url=http://dx.doi.org/10.1038/ngeo2459
 |publikasjon=Nature Geoscience |volum=8 |issue=7 |pages=523–526 |doi=10.1038/ngeo2459 |bibcode=2015NatGe...8..523O |id=hdl=1721.1/100773 |issn=1752-0894|ref=O'Neill2015}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Noll, McGrath, M.A.; Weaver, H.A.; Yelle, R.V.; et al. 
 |utgivelsesår=1995
 |tittel=HST Spectroscopic Observations of Jupiter Following the Impact of Comet Shoemaker-Levy 9
 |publikasjon=Science |volum=267 |issue=5202 |pages=1307–1313 |doi=10.1126/science.7871428 |pmid=7871428|ref=Noll1995|bibcode = 1995Sci...267.1307N |id=s2cid=37686143}}
* {{Kilde bok
 |forfatter=Peek, Bertrand M.
 |utgivelsesår=1981
 |tittel=The Planet Jupiter: The Observer's Handbook 
 |utgave=revidert|forlag=Faber and Faber Limited
 |utgivelsessted=London|isbn=0-571-18026-4 
 |oclc=8318939|språk=engelsk
 |ref=Peek1981
}}
* {{Kilde bok|forfatter=Ridpath, Ian|utgivelsesår=1998|tittel=Norton's Star Atlas|utgave=19|forlag=Prentice Hall|isbn=0-582-35655-5|språk=engelsk|ref=Ridpath1998}}
* {{Kilde bok
 |forfatter=Rogers, John Hubert
 |utgivelsesår=1995
 |tittel=The Giant Planet Jupiter
 |utgivelsessted=Cambridge|forlag=Cambridge University Press
 |isbn=0-521-41008-8|oclc=219591510
 |url = https://books.google.com/books?id=SO48AAAAIAAJ&pg=PA6|
 |språk=engelsk|ref=Rogers
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Rogers, John Hubert; Metig, H.J.
 |utgivelsesår=2001
 |tittel=Jupiter in 1998/99
 |publikasjon=Journal of the British Astronomical Association
 |volum=111 |issue=6 |pages=321–332
 |url=http://www.britastro.org/jupiter/JBAA111_Jup98.pdf
 |ref=Rogers2001
 |bibcode=2001JBAA..111..321R
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Rogers, John Hubert
 |utgivelsesår=2003
 |tittel=Jupiter in 1999/2000. II: Infrared wavelengths
 |publikasjon=Journal of the British Astronomical Association
 |volum=113 |issue=3 |pages=136–140
 |url=http://www.britastro.org/jupiter/JBAA113-Jup9900_II-IR.pdf
 |ref=Rogers2003
 |bibcode=2003JBAA..113..136R}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Rogers, John Hubert
 |utgivelsesår=2008
 |tittel=The accelerating circulation of Jupiter's Great Red Spot
 |publikasjon=Journal of the British Astronomical Association
 |volum=118 |issue=1 |pages=14–20
 |url=http://www.britastro.org/jupiter/JBAA-118-1_GRS-paper.pdf
 |ref=Rogers2008b
 |bibcode=2008JBAA..118...14R}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Sanchez-Lavega, A.; Orton, G.S.; Morales R.
 |utgivelsesår=2001
 |tittel=The Merger of Two Giant Anticyclones in the Atmosphere of Jupiter
 |publikasjon=Icarus
 |volum=149 |issue=2 |pages=491–495
 |doi=10.1006/icar.2000.6548
 |ref=Sanchez2001
 |bibcode=2001Icar..149..491S
}}
* {{Kilde artikkel 
  |forfatter=Scott, R.K. 
  |utgivelsesår=2010-09-15 
  |tittel=Polar accumulation of cyclonic vorticity
  |url=http://dx.doi.org/10.1080/03091929.2010.509927
  |publikasjon=Geophysical & Astrophysical Fluid Dynamics |volum=105 |issue=4–5 |pages=409–420 |doi=10.1080/03091929.2010.509927 |id=s2cid=2050846 |issn=0309-1929|ref=Scott2010}}
* {{Kilde artikkel |forfatter=Showman, Adam P.; Imkem de Pater |utgivelsesår=2005 |tittel=Dynamical implications of Jupiter's tropospheric ammonia abundance |url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S0019103504003562 |publikasjon=Icarus |volum=174 |issue=1 |pages=192–204 |doi=10.1016/j.icarus.2004.10.004|bibcode=2005Icar..174..192S|ref=Showman}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter1=[[Bradford A. Smith|Smith, Bradford A.]]
 |forfatter2=Soderblom, L.A.
 |forfatter3= Johnson, T.V.
 |utgivelsesår=1979
 |tittel=The Jupiter system through the eyes of Voyager 1
 |publikasjon=[[Science (journal)|Science]]
 |volum=204 |pages=951–957, 960–972
 |id=doi=10.1126/science.204.4396.951, pmid=17800430, s2cid=33147728
 |bibcode=1979Sci...204..951S
 |issue=4396
 |ref=Smith}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Seiff, A.; Kirk, D.B.; Knight, T.C.D. et al.
 |utgivelsesår=1998 
 |tittel=Thermal structure of Jupiter's atmosphere near the edge of a 5-μm hot spot in the north equatorial belt
 |publikasjon=Journal of Geophysical Research
 |bind=103|utgave=E10|side=22857–22889
 |doi=10.1029/98JE01766
 |bibcode=1998JGR...10322857S
 |språk=engelsk|ref=Sieff
}}
* {{Kilde artikkel | forfatter=Smoluchowski, R. | utgivelsesår=1971 | tittel=Metallic interiors and magnetic fields of Jupiter and Saturn | publikasjon=The Astrophysical Journal | volum=166 | page=435 | doi=10.1086/150971  | bibcode=1971ApJ...166..435S|ref=Smoluchowski1971}}
* {{Kilde artikkel|forfatter=Tabataba-Vakili, F.; Rogers, J.H.; Eichstädt, G.; Orton, G.S.; Hansen, C.J.; Momary, Thomas W.; Sinclair, J.A.; Giles, R.S.; Caplinger, M.A.; Ravine, M.A.; Bolton, S.J.|utgivelsesår=Januar 2020|tittel=Long-term tracking of circumpolar cyclones on Jupiter from polar observations with JunoCam|publikasjon=Icarus|volum=335|pages=113405|doi=10.1016/j.icarus.2019.113405|bibcode=2020Icar..33513405T|issn=0019-1035|ref=Tabataba-Vakili}}
* {{Kilde bok
 |forfatter=Yelle, R.V.; Miller, S.
 |utgivelsesår=2004
 |redaktør=Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.
 |tittel=Jupiter's Thermosphere and Ionosphere
 |verk=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere  
 |utgivelsessted=Cambridge|forlag=Cambridge University Press
 |url=http://www.lpl.arizona.edu/~yelle/eprints/Yelle04c.pdf
 |språk=engelsk|ref=Yelle
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Vasavada, Ashwin R.; Showman, A.
 |tittel=Jovian atmospheric dynamics: An update after Galileo and Cassini
 |utgivelsesår=2005
 |publikasjon=Reports on Progress in Physics
 |bind=68|utgave=8|side=1935–1996
 |doi=10.1088/0034-4885/68/8/R06
 |bibcode=2005RPPh...68.1935V
 |språk=engelsk|ref=Vasavada
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Wahl, Sean M.; Hubbard, William B.; Militzer, B.; Guillot, Tristan; Miguel, Y.; Movshovitz, N.; Kaspi, Y.; Helled, R.; Reese, D.; Galanti, E.; Levin, S.; Connerney, J. E.; Bolton, S. J.
 |tittel=Comparing Jupiter interior structure models to Juno gravity measurements and the role of a dilute core |publikasjon=Geophysical Research Letters 
|volum=44 |issue=10 |pages=4649–4659 |utgivelsesår=2017 |doi=10.1002/2017GL073160 |arxiv=1707.01997 |id=bibcode=2017GeoRL..44.4649W|ref=Wahl2017}}
* {{Kilde bok
 |forfatter=West; R.A.; Baines, K.H.; Friedson, A.J. et al
 |kapittel=Jovian Clouds and Haze
 |utgivelsesår=2004
 |redaktør=Bagenal, F.; Dowling, T.E.; McKinnon, W.B.
 |tittel=Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere
 |utgivelsessted=Cambridge
 |forlag=Cambridge University Press
 |isbn=
 |format=pdf
|url=http://www.gps.caltech.edu/~ulyana/www_papers/west_Ch5_us.pdf
 |språk=engelsk
 |ref=West
 |besøksdato=2012-01-10
 |arkiv-dato=2014-08-23
 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20140823091421/http://www.gps.caltech.edu/~ulyana/www_papers/west_Ch5_us.pdf
 |url-status=yes
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel=Jupiter's atmospheric circulation
 |publikasjon=Nature|utgivelsesår=1975
 |bind=257|nummer=5529|side=778 
 |url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gw7501.pdf
 |doi=10.1038/257778a0|språk=engelsk
 |bibcode = 1975Natur.257..778W|format=pdf|ref=Williams1975
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel=Planetary Circulations: 1. Barotropic representation of Jovian and terrestrial turbulence
 |publikasjon=Journal of the Atmospheric Sciences|utgivelsesår=1978|bind=35
 |utgave=8|side=1399–1426|url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gw7801.pdf
 |doi=10.1175/1520-0469(1978)035<1399:PCBROJ>2.0.CO;2
 |bibcode = 1978JAtS...35.1399W|språk=engelsk|format=pdf|ref=Williams1978
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel=Jovian and comparative atmospheric modeling
 |publikasjon=Advances in Geophysics|utgivelsesår=1985|bind=28A|side=381–429
 |url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gw8502.pdf
 |bibcode = 1985AdGeo..28..381W|språk=engelsk|format=pdf|ref=Williams1985
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel=Planetary vortices and Jupiter's vertical structure
 |publikasjon=Journal of Geophysical Research|utgivelsesår=1997
 |bind=102|utgave=E4|side=9303–9308|språk=engelsk|format=pdf
 |url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gw9701.pdf
 |doi=10.1029/97JE00520|bibcode=1997JGR...102.9303W|ref=Williams1997
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel=Jovian Dynamics. Part I: Vortex stability, structure, and genesis
 |publikasjon=Journal of the Atmospheric Sciences,|utgivelsesår=1996
 |bind=53|utgave=18|side=2685–2734|språk=engelsk
 |url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gw9601.pdf
 |doi=10.1175/1520-0469(1996)053<2685:JDPVSS>2.0.CO;2
 |bibcode = 1996JAtS...53.2685W|format=pdf|ref=Williams1996
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel=Jovian Dynamics.Part II: The genesis and equilibration of vortex sets 
 |publikasjon=Journal of the Atmospheric Sciences,
 |utgivelsesår=2002|bind=59|format=pdf
 |utgave=8|side=1356–1370|språk=engelsk
 |url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gpw0201.pdf
 |doi=10.1175/1520-0469(2002)059<1356:JDPITG>2.0.CO;2
 |bibcode = 2002JAtS...59.1356W|ref=Williams2002
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel=Barotropic instability and equatorial superrotation 
 |publikasjon=Journal of the Atmospheric Sciences
 |utgivelsesår=2003|bind=60
 |utgave=17|side=2136–2152|språk=engelsk
 |url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gw0303.pdf
 |doi=10.1175/1520-0469(2003)060<2136:BIAES>2.0.CO;2
 |bibcode = 2003JAtS...60.2136W|format=pdf|ref=Williams2003c
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel= Super Circulations
 |publikasjon=Bulletin of the American Meteorological Society
 |utgivelsesår=2003|bind=84|utgave=9
 |side=1190|språk=engelsk|format=pdf
 |url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gw0304.pdf
 |ref=Williams2003d
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel=Jovian Dynamics, Part III: Multiple, migrating, and equatorial jets
 |publikasjon=Journal of the Atmospheric Sciences,
 |utgivelsesår=2003|bind=60|utgave=10
 |side=1270–1296|språk=engelsk
 |url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gw0301.pdf
 |doi=10.1175/1520-0469(2003)60<1270:JDPIMM>2.0.CO;2
 |bibcode = 2003JAtS...60.1270W|format=pdf|ref=Williams2003b
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel=Jet sets
 |publikasjon=Journal of the Meteorological Society of Japan
 |utgivelsesår=2003|bind=81|utgave=3|side=439–476
 |url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gw0302.pdf
 |doi=10.2151/jmsj.81.439|språk=engelsk|format=pdf|ref=Williams2003
}}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Williams, Gareth P.
 |tittel=Equatorial Superrotation and Barotropic Instability: Static Stability Variants 
 |publikasjon=Journal of the Atmospheric Sciences
 |utgivelsesår=2006|bind=63|utgave=5|side=1548–1557
 |url=http://www.gfdl.noaa.gov/bibliography/related_files/gw0601.pdf
 |doi=10.1175/JAS3711.1|format=pdf
 |bibcode = 2006JAtS...63.1548W|språk=engelsk|ref=Williams2006
}}
* {{Kilde www
 |tittel=Researcher predicts global climate change on Jupiter as giant planet's spots disappear
 |utgiver=UC Berkeley News|utgivelsesdato=2004-04-21
 |url=http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2004/04/21_jupiter.shtml
 |språk=engelsk
|forfatter=Yang, Sarah|ref=Yang2004
 }}
* {{Kilde artikkel
 |forfatter=Youssef, Ashraf; Marcus, Philip S.
 |tittel=The dynamics of jovian white ovals from formation to merger
 |publikasjon=Icarus|utgivelsesår=2003|bind=162
 |utgave=1|side=74–93|språk=engelsk
 |bibcode=2003Icar..162...74Y
 |doi = 10.1016/S0019-1035(02)00060-X|ref=Youssef
}}

== Eksterne lenker ==
* {{Offisielle lenker}}
* [https://www.youtube.com/watch?v=gbvZ4d3ifzQ What's It Like Inside Jupiter? Below The Clouds Of A Gas Giant (4K UHD)], video på [[Youtube]]
* [https://www.youtube.com/watch?v=aKUkFHJL-b8 NASA's Discoveries Deep Within Jupiter's Clouds and Moons | Juno Year 6 Update], video på Youtube
* [https://www.youtube.com/watch?v=DLiPHeaZmp0&t=873s Scientists Reveal That Jupiter Is Not What We're Beeing Told], video på Youtube
* [https://www.youtube.com/watch?v=R6K4M4Q09Kw Real Images From Jupiter: What NASA Really Saw There], video på Youtube

{{Jupiter}}
{{Solsystem}}
{{Portal|Astronomi}}
{{autoritetsdata}}
[[Kategori:Jupiters atmosfære| ]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]
{{utmerket}}