Jupiter on viides planeetta Auringosta lukien ja on Aurinkokuntamme suurin planeetta. Sen etäisyys Auringosta on 778 330 000 km (5,20 AU), halkaisija ekvaattorin kohdalla 142 984 km. Jupiter on hieman litistynyt, sillä napojen kohdalla sen halkaisija on "vain" 133 708 km.

Jupiterin massa on 1,900E27 kg, se on kaksi kertaa massiivisempi kuin muut Aurinkokunnan planeetat yhteensä (318 kertaa Maan massa). Jupiter on tähtitaivaan neljänneksi kirkkain kohde Auringon, Kuun ja Venuksen jälkeen (tosin joskus myös Mars voi olla kirkkaampi).

Jupiterin rakenne

Jupiter koostuu kemiallisesti pääasiassa vedystä ja heliumista. Jälkiä on myös metaanista, vedestä ja ammoniumista. Koostumus vastaa melko hyvin Aurinkokunnan alkusumun koostumusta silloin, kun Aurinkokunta alkoi muodostua noin 4,5 miljardia vuotta sitten. Saturnuksella on hyvin samanlainen kemiallinen koostumus, mutta Uranuksessa ja Neptunuksessa on vähemmän vetyä ja heliumia.

Kaasuplaneetoilla ei ole kiinteätä pintaa, niiden kaasumaisessa tilassa oleva materia käy vain aiempaa tiheämmäksi, kun siirrytään syvemmälle planeetan sisälle. Jupiterilla on luultavasti kiinteä ydin, jonka massa on 10 ja 15 Maan massan välillä.

Ytimen yläpuolella on pääosa planeetasta eksoottisessa nestemetallisen vedyn muodossa, mikä on mahdollista vain yli neljän miljoonan barin paineessa, jollainen vallitsee Jupiterin ja Saturnuksen sisäosissa. Nestemetallinen vety muodostuu ionisoituneista protoneista ja elektroneista. Jupiterin sisäosien paineessa ja lämpötilassa vety on nestemäistä eikä kaasumaista. Se on sähköä johtava ja Jupiterin magneettikentän lähde. Tässä kerroksessa on luultavasti hieman heliumia ja jäätyneitä muita aineita. Uloin kerros muodostuu tavallisesta molekyylisestä vedystä ja heliumista. Jupiterista näkemämme atmosfääri on tämän paksun kerroksen uloin osa. Pieniä määriä vettä, hiilidioksidia, metaania ja muita yksinkertaisia yhdisteitä on uloimmassa kerroksessa.

Jupiter säteilee avaruuteen enemmän energiaa kuin se saa Auringosta. Jupiterin sisäosat ovat kuumia: ytimen lämpötila on noin 20 000 Kelvinin vaiheilla. Lämpö syntyy Kelvinin-Helmholzin mekanismin kautta Jupiterin vetovoiman aiheuttamasta planeetan kokoonpuristumisesta.

Jupiter ei tuota energiaa ydinfuusion kautta kuten Aurinko, se on siihen liian pienikokoinen ja sen sisusta on liian kylmä, jotta ydinreaktiot käynnistyisvät. Sisustan lämpötila todennäköisesti aiheuttaa konvektiota sisäosien nestekerroksissa, mikä aiheuttaa näkemämme monimutkaisen liikkeen pilvikerroksissa. Saturnus ja Neptunus muistuttavat Jupiteria tässä suhteessa, mutta Uranus ei.

Jupiter on melkolailla niin suuri kuin planeetta voi yleensä olla. Jos siihen lisättäisiin ainetta, se puristuisi vetovoiman aiheuttamana kokoon niin paljon, ettei sen halkaisija juurikaan muuttuisi. Tähti voi olla suurempi kooltaan vain sisäisen lämpölähteen ansiosta eli ydinreaktioiden vuoksi. Jupiterin tulisi kuitenkin olla 100 kertaa nykyistä massiivisempi, jotta siitä tulisi tähti.

Pilvivyöhykkeet

Jupiterissa ja muilla kaasuplaneetoilla tuulee kovaa. Tuulet rajoittuvat laajoille ekvaattorin suuntaisille kaistoille ja ne puhaltavat viereisillä kaistoilla vastakkaisiin suuntiin. Viereisten kaistojen kemiallisten koostumusten ja lämpötilojen pienet erot ovat syynä kaistojen erilaiseen väritykseen. Vaaleita kaistoja kutsutaan vyöhykkeiksi ja tummia vöiksi.

Atmosfäärissä on kolme pilvikerrosta, jotka sisältävät ammoniakkijäätä, ammoniakkihydrosulfiittia ja veden ja jään sekoitusta. Kirkkaat värit, joita näkyy Jupiterin pilvissä ovat luultavasti seurausta mainittujen aineiden välisistä vähäisistä kemiallisista reaktioista, joihin rikki osallistuu aiheuttaen monia eri värejä. Yksityiskohtia ei kuitenkaan tunneta. Värit korreloivat pilvien korkeuden kanssa: sininen alimpana, seuraavina ruskea ja valkoinen, punainen ylimpänä. Joskus alemmat kerrokset näkyvät ylempien kerrosten reikien läpi.

Jupiterin pilvipeitteen ehkä tunnetuin piirre on Suuri Punainen Pilkku (SPP), joka on ollut nähtävissä Maasta jo yli 300 vuoden ajan (sen löytäjiksi mainitaan usein joko Cassini tai Robert Hooke 17. vuosisadalla). SPP:n koko on 12 000-25 000 km ja sen sisään mahtuisi vaivatta kaksi maapalloa.

Samanlaisia, mutta pienempiä pilkkuja on tunnettu vuosikymmenien ajan. Infrapunahavainnot ja sen pyörimissuunta viittaavat siihen, että suuri punainen pilkku on suuressa paineessa oleva alue, jonka pilvet ovat ympäröiviä alueita merkittävästi ylempänä. Samanlaisia rakenteita on havaittu myös Saturnuksella ja Neptunuksella. Tiedossa ei kuitenkaan ole, miten tällaiset rakenteet voivat säilyä vuosisatojen ajan.

Jupiterin renkaatJupiterin renkaat

Myös Jupiterilta on löydetty renkaat, mutta ne ovat paljon ohuemmat ja himmeämmät kuin Saturnuksen renkaat. Toisin kuin Saturnuksen renkaat, Jupiterin renkaat ovat tummia ja ne ovat muodostuneet erittäin lähinnä punertavasta pölystä ja pienestä kiviaineksesta eikä niistä ole löytynyt vesijäätä kuten Saturnuksen renkaista. Jupiterin renkaiden albedo (heijastuskyky) on vain 0,05. Nämä pienet kappaleet eivät ole pysyviä Jupiterin ilmakehän ja magneettikentän vuoksi, joten renkaisiin täytyy tulla lisää kappaleita muualta.

Galileo-avaruusluotain onkin onnistunut ratkaisemaan Jupiterin salaperäisten renkaiden alkuperää hyvin pitkälle. Galileon ottamista kuvista tiedemiehet ovat päätelleet, että renkaat ovat muodostuneet kosmisesta pölystä, joka on irronnut planeetan neljästä sisimmästä kuusta pienten avaruuskivien pommituksessa. Meteoriitit räjähtävät kuun pinnan alla ja sinkoavat pölyä avaruuteen, joka jää Jupiteria kiertäväksi renkaaksi. Jupiterin paksuin rengas on peräisin Adrastea- ja Metis -kuista ja ulompana oleva heikko rengas Almathea- ja Thebe -kuista.

Jupiterin renkaat löydettiin täysin odottamatta vuonna 1979, kun kaksi tiedemiestä oli tutkimassa Voyager 1:n ottamia kuvia, kun se oli lentänyt Jupiterin ohi noin 1 miljardin kilometrin etäisyydelle. Jupiterin renkaat ovat Maasta käsin lähes erottumattomia jopa parhaimmilla kaukoputkilla.

Magneettikenttä

Jupiterilla on suunnaton magneettikenttä, joka on maapallon magneettikenttää hyvin paljon voimakkaampi. Jupiterin magneetosfääri ulottuu runsaasti yli 650 miljoonan kilometrin päähän eli Saturnuksen radan ulkopuolelle. Jupiterin magneettikenttä ei ole symmetrinen, se ulottuu vain muutaman miljoonan kilometrin päähän Auringon suunnassa. Jupiterin kuut ovat magneetosfäärin sisällä, mikä saatta selittää osan Ion aktiivisuudesta.

Jupiterin revontuletAivan kuten Maapallolla ja muilla ilmakehällisillä planeetoilla, myös Jupiterissa esiintyy revontulia.

Jupiterin ympärillä on hyvin voimakas säteilyvyöhyke, jonka säteily on samanlaista kuin Maan ympärillä olevissa Van Allenin vyöhykkeissä on havaittu, mutta on huomattavasti voimakkaampaa. Säteily syntyy magneettikentän vangitsemien elektronien kiertäessä spiraalirataa magneettiselta navalta toiselle. Elektronien liike magneettikentässä synnyttää synkrotronisäteilyä, jonka määrä ilmentää elektronien määrää ko. alueella.

Säteily Jupiterin ympärillä on itse asiassa hyvin paljon voimakkaampaa kuin mitä aikaisemmin on oletettu. Voimakkain säteilyvyöhyke on noin 300 000 km etäisyydellä planeetasta.

Jupiterin ilmakehässä syntyvä runsas radiosäteily pystytään vastaanottamaan Maassa, mutta pelkästään säteilyvyöhykkeeltä lähteneen säteilymäärän mittaaminen ei Maasta käsin onnistu. Saturnukseen matkalla oleva Cassini-luotain ohitti vuonna 2001 Jupiterin noin 9 miljoonan kilometrin etäisyydeltä ja oli siten paljon paremmassa asemassa planeettaa ympäröivän säteilyvyöhykkeen mittaamiseksi. Itse mittaamista varten luotainta jouduttiin kääntelemään puolelta toiselle ja tekemään sama 90 asteen kulmassa polarisaatiosuuntien erottamiseksi.

Cassinin tuloksien mukaan energeettisten elektronien aiheuttama säteily oli vähäisempää kuin on oletettu. Se taas merkitsee sitä, että hitaampien elektronien määrää ja niiden osuutta kokonaissäteilystä täytyy kasvattaa moninkertaiseksi siitä mitä aikaisemmin on oletettu sen olevan. Näiden hitaampien elektronien aiheuttaman säteily puolestaan on niin voimakasta, että se pystyy vahingoittamaan luotaimien laitteistoja, mikä on otettava huomioon tulevaisuuden luotaimia suunnitellessa.

Jupiterin kuut

Planeettoja kiertävien uusien kuiden metsästys on saanut menestyksekkäästi jatkoa viimeisten kolmen vuoden aikana, sillä uusia kuita on löytynyt vuosittain. Vuonna 2000 vahvistettiin, että Jupiterin ympäriltä oli löydetty kymmenen uutta kuuta ja näin Jupiterin kuiden lukumäärä kasvoi 18:sta 28:n. Ja edelleen vuonna 2001 Jupiterin ympäriltä löydettiin 11 uutta kuuta lisää, mikä kasvatti kuiden määrän 39:n. Vuosien 2002 ja 2003 aikana uusia kuita löydettiin 24 eli kuita on nyt jo 63.

Tähtitieteilijät, graduopiskelija Scott S. Sheppard ja professori David Jewitt, käyttivät vuoden 2000 etsintöihin Mauna Kean observatorion 2,2 metrin teleskooppiin kiinnitettyä wide-field kameraa. Vuosina 2001 - 2003 etsintöihin on käytetty pääasiallisesti Kanada-Ranska-Havaiji-teleskooppia.

Vuoden 2000 aikana löydetyistä kuista kaikki olivat erittäin pieniä: niiden kirkkauteen ja heijastuskykyyn (albedo) perustuen, niiden halkaisijat eivät ole juuri muutamaa kilometriä suurempia. Yhdeksän löydetyistä kymmenestä kuusta kulkevat radoillaan taaksepäin -- siis päinvastoin kuin planeetan muut kuut -- keskimääräisen etäisyyden Jupiterista vaihdellessa 21 - 24 miljoonan kilometrin välillä. Kymmenes kuu kiertää normaalilla radalla 13 miljoonan kilometrin etäisyydellä planeetasta.

Galileo Galilei löysi Jupiterin neljä suurinta kuuta (Io, Europa, Ganymede ja Callisto) vuonna 1610 suunnatessaan kaukoputkensa kohti Jupiteria, mistä kuut ovat saaneetkin nimensä Galilein kuut (Galilean Satellites). Jupiterin kuut on nimetty hyvin pitkälti pääjumala Zeuksen elämän mukaan (usein hänen rakastajiensa nimillä).

Jupiterin kuista Ganymedes on aurinkokunnan suurin kuu, jonka läpimitta on 5300 kilometriä. Se on siten Merkuriustakin suurempi. Noin puolet kuun massasta on vettä tai jäätä. Kraatterien määrästä ja pinnan rakenteesta näkyy, että Ganymedessä on eri ikäisiä alueita, joten pinta on osittain uudistunut.

Uusia kuita

Jupiterin uudet kuut kuuluvat epäsäännöllisten kiertolaisten ryhmään, sillä niiden radat ovat ellipsejä, ne kiertävät päinvastaiseen suuntaan kuin muuta kuuta ja niiden radat ovat kallistuneita neljän suurimman kuun ratatasoon nähden. Uudet kuut ovat kooltaan hyvin pieniä, vain noin 2 - 4 km, ja ne saattavat muistuttaa asteroideja. Mitään varmaa niiden ominaisuuksista ei kuitenkaan tiedetä.

Uudet kuut näyttävät muodostavan ryhmiä, mikä viittaisi niiden yhteiseen alkuperään. Voi olla, että kuut ovat olleet alunperin yksi isompi kuu, jonka Jupiterin gravitaatio on repinyt kappaleiksi. Tai vaihtoehtoisesti kuut ovat syntyneet kahden isomman kappaleen törmätessä toisiinsa. Ratojen taaksepäin suuntautunut kiertoliike kertoo kuitenkin sen, että kuut ovat syntyneet tai joutuneet Jupiterin kiertoradalle aurinkokunnan syntymisen jälkeen.

Sheppard ja Jewitt ovat jatkaneet Jupiterin kuiden metsästystä menestyksekkäästi, sillä planeetan ympäriltä tunnettiin vuoden 2004 kevättalveen mennessä jo 63 kuuta. Uusia kuita on löydetty säännöllisesti ja on hyvinkin mahdollista, että 63 kuuta ei vielä ole lopullinen lukumäärä.

Ion pinta on hyvin nuorta

Aurinkokunnan kappaleiden pinnan ikää määritetään tavallisesti törmäyskraatterien perusteella. Mitä vanhempaa jokin pinnan kohta on sitä enemmän siitä löytyy kraattereita. Sääntö ei kuitenkaan päde Iossa, sillä sieltä ei löydy ensimmäistäkään törmäyskraatteria.

IoTutkijat ovat onnistuneet löytämään menetelmän jolla Ion pinnanmuotojen suhteellisen iän voi kuitenkin selvittää. Laskelmat perustuvat nfrapunakuvauksessa saatuihin tietoihin. Laskemalla Ion säteilemän kokonaisenergian ja määrittämällä vanhimpien pinnan alueiden lämpötilan, on havaittu niidenkin olevan melko hiljattain syntyneitä. Alueiden lämpötila ei vielä ole saavuttanut pysyvää arvoa vaan ne jäähtyvät edelleen.

Ion pinnalle tulvii laavaa eniten Amirani ja Mauia tulivuorten kraattereista. Niiden tuottaman laavan määrä on noin 100 kuutiometriä sekunnissa. Se on kaksisataakertainen määrä siihen mitä esim. Hawaiilla oleva Kileauea tulivuori tuottaa. Iolla olevat tulivuoret Monan, Tupan, Prometheus, Culan ja Zamama tuottavat 1/3 - määrän Amirani-Mauia tulivuorten laavamäärästä. Iolla keskimääräinen laavavirtauksen paksuus on metristä kahteen.

Kallistolla merivettä?

Galileo -luotain havaitsi Kalliston magneettikentässä muutoksia, ja nämä tiedot ovat saaneet tiedemiehet etsimään selitystä muutoksille kuun pinnanalaisesta merestä. Koska magneettikentän muutokset näyttävät seuraavan Jupiterin magneettikentän muutoksia, ainoa selitys näyttäisi olevan laaja-alainen nestemäinen, suolainen vesi.

Selitys on kuitenkin pahasti ristiriidassa tietokonemallien kanssa, jotka osoittavat, että Kalliston kokoinen kappale jäätyy hyvin nopeasti läpeensä jäähän, vain muutamassa sadassa miljoonassa vuodessa, eli hyvin lyhyessä ajassa verrattuna aurinkokunnan ikään. Selitys voisi olla se, että paineen alaisena jää toimii parempana eristeenä kuin mitä laskelmat osoittavat. Tällöin radioaktiivisten aineiden jakaantuminen riittäisi pitämään Kalliston jääpeitteen alimmat osat sulana.

Magneettikentän muutoksille on esitetty myös toisenkinlaista selitystä. Sen mukaan Kalliston kallioperän huokoset olisivat täyttyneet vedestä. Magneettikentän kannalta tällaiset veden täyttämät huokoset käyttäytyisivät samalla tavoin kuin yhtenäinen meri.