Jüpiter sayfasının kaynağını görüntüle

{{Diğer anlamı2|Jüpiter}}
{{Gezegen bilgi kutusu
| name = Jüpiter
| symbol = [[Dosya:Jupiter symbol (bold).svg|24px|♃]]
| image = Jupiter and its shrunken Great Red Spot.jpg
| caption = Jüpiter'in bu tam disk görüntüsü, 21 Nisan 2014'te [[Hubble Uzay Teleskopu|Hubble]]'ın [[Geniş Alan Kamerası|Geniş Alan Kamerası 3]] (WFC3) ile elde edildi
| image_size = 300px
| background = #f8f9fa
| adjectives = Jovian
| named_after = [[Jüpiter (mitoloji)|Jüpiter]]
| orbit_ref = <ref name="fact"/>
| epoch = [[J2000]]
| semimajor = {{Dönüştürme|778,479|Gm|AU|sigfig=5|abbr=unit}}
| aphelion = {{Dönüştürme|816,363|Gm|AU|sigfig=5|abbr=unit|lk=on}}
| perihelion = {{Dönüştürme|740,595|Gm|AU|sigfig=5|abbr=unit}}
| time_periastron = 21 Ocak 2023<ref name=horizons-perihelion/>
| eccentricity = {{val|0.0489}}
| inclination = {{Yalın liste|
* [[Tutulum]]a 1,303° <ref name=VSOP87/>
* [[Güneş]] [[ekvator]]una 6,09° <ref name="VSOP87" />
* [[Değişmeyen düzlem]]e 0,32° <ref name=Souami_Souchay_2012/>
  }}
| asc_node = 100,464°
| arg_peri = 273,867°<ref name="VSOP87" />
| mean_anomaly = 20,020°<ref name="VSOP87" />
| period = {{Yalın liste|
* {{val|11.862|u=[[jülyen yılı|y]]}}
* {{val|4332.59|u=days}}
* {{val|10476.8|u=Jüpiter [[güneş günü]]}}<ref name="planet_years"/>
  }}
| synodic_period = {{val|398.88|u=days}}
| avg_speed = {{Dönüştürme|13,07|km/s|mi/s|abbr=unit}}
| satellites = [[Jüpiter'in doğal uyduları|95]] {{as of|2023|lc=y}}<ref name="SheppardMoons"/>
| physical_ref = <ref name="fact" /><ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007"/><ref name="PS15"/>
| flattening = {{val|0.06487}}
| equatorial_radius = {{Dönüştürme|71492|km|mi|0|abbr=unit}}<br />{{val|11.209|u=Earth radius}} ([[Dünya yarıçapı|Dünya]])<br />{{val|0.10045|u=R_solar}} ([[Güneş yarıçapı|Güneş]])
| polar_radius = {{Dönüştürme|66854|km|mi|0|abbr=unit}}<br />{{val|10.517|u=Dünya}}
| mean_radius = {{Dönüştürme|69911|km|mi|0|abbr=unit}}<br />{{val|10.973|u=Dünya}}
| surface_area = {{Dönüştürme|6,1469e10|km2|sqmi|abbr=unit}}<br />{{val|120.4|u=Dünya}}
| volume = {{Dönüştürme|1,4313e15|km3|cumi|abbr=unit}}<br />{{val|1321|u=Dünya}}
| mass = {{Dönüştürme|1,8982e27|kg|lb|sigfig=5|abbr=unit}}<br />{{Yalın liste|
* {{val|317.8|u=Dünya}}
* 1/1047 Güneş<ref name=ssd-constants/>
}}
| density = {{Dönüştürme|1326|kg/m3|lk=on|abbr=unit}}
| surface_grav = {{Dönüştürme|24,79|m/s2|abbr=unit}}<br />2,528&nbsp;[[g kuvveti|g]]
| moment_of_inertia_factor = {{val|0.2756|0.0006}}<ref name="Ni2018"/>
| escape_velocity = {{Dönüştürme|59,5|km/s|mi/s|abbr=unit}}
| rotation = {{val|9.9258|u=hours}} (9 sa 55&nbsp;d 33 s)<ref name="planet_years" />
| sidereal_day = 9,9250 saat (9 sa 55&nbsp;d 30 s)
| rot_velocity = {{Dönüştürme|12,6|km/s|mi/s km/h|abbr=unit}}
| axial_tilt = 3,13° (yörüngeye)
| right_asc_north_pole = 268,057°; {{SAG|17|52|14}}
| declination = 64,495°
| albedo = 0,503 ([[Bond albedosu|Bond]])<ref name="Li_et_al" /><br />0,538 ([[Geometrik albedo|geometrik]])<ref name="Mallama_et_al" />
| magnitude = −2,94<ref name="Mallama_and_Hilton" /> ila −1,66<ref name="Mallama_and_Hilton"/>
| angular_size = 29,8" ila 50,1"
| single_temperature = {{cvt|88|K|°C|0}} ([[Etkin sıcaklık|siyah cisim sıcaklığı]])
| temp_name1 = 1 [[Bar (birim)|bar]]
| min_temp_1 = 
| mean_temp_1 = 165 [[Kelvin|K]]
| max_temp_1 = 
| temp_name2 = 0,1 bar
| min_temp_2 = 78 K
| mean_temp_2 = 128 K
| max_temp_2 = 
| atmosphere = yes
| atmosphere_ref = <ref name="fact" />
| surface_pressure = {{Cvt|200-600|kPa|abbr=unit|sigfig=1}}<br />(opak bulut kümesi)<ref name="Bjoraker"/>
| scale_height = {{Dönüştürme|27|km|mi|abbr=unit}}
| atmosphere_composition = {{Madde işaretsiz liste
| %89 ± %2,0 [[hidrojen]]
| %10 ± %2,0 [[helyum]]
| %0,3 ± %0,1 [[metan]]
| %0,026 ± %0,004 [[amonyak]]
| %0,0028 ± %0,001 [[hidrojen döterid]]
| %0,0006 ± %0,0002 [[etan]]
| %0,0004 ± %0,0004 [[su]]
}}
}}
'''Jüpiter''', [[Güneş Sistemi]]'nin en büyük [[gezegen]]idir. [[Güneş]]'ten uzaklığa göre beşinci sırada yer alır. Adını [[Roma mitolojisi]]ndeki [[tanrı]]ların en büyüğü olan [[Jüpiter (mitoloji)|Jüpiter]]'den alır. Büyük ölçüde [[hidrojen]] ve [[helyum]]dan oluşmakta ve [[gaz devleri|gaz devi]] sınıfına girmektedir.<ref>{{web kaynağı |soyadı=De Crespigny |ad=Rafe |başlık=Emperor Huan and Emperor Ling |url=http://www.anu.edu.au/asianstudies/decrespigny/HuanLing_part2.pdf |arşivurl=https://web.archive.org/web/20060907044624/http://www.anu.edu.au/asianstudies/decrespigny/HuanLing_part2.pdf |arşivtarihi=7 Eylül 2006 |eser=Asian studies, Online Publications |erişimtarihi=29 Aralık 2017 |alıntı=Xu Huang apparently complained that the astronomy office had failed to give them proper emphasis to the eclipse and to other portents, including the movement of the planet Jupiter (taisui). At his instigation, Chen Shou/Yuan was summoned and questioned, and it was under this pressure that his advice implicated Liang Ji. |ölüurl=evet}}</ref><ref>{{Kitap kaynağı |yazar=Stuart Ross Taylor |tarih=2001 |başlık=Solar system evolution: a new perspective : an inquiry into the chemical composition, origin, and evolution of the solar system |basım=2., illus., revised|yayıncı=Cambridge University Press |isbn=978-0-521-64130-2 |sayfa=208}}</ref>

== Fiziksel özellikler ==
Jüpiter gerek çap gerekse kütle açısından Güneş Sistemi'ndeki en büyük gezegendir. Nispeten düşük olan yoğunluğu (suyun yoğunluğunun 1,33 katı), gezegenin akışkan yapısı ve kendi çevresindeki dönüş hızının yüksekliği nedeniyle, [[Satürn (gezegen)|Satürn]] kadar olmasa da ekvatorda geniş, kutuplarda [[Yassılaşma|basık]] [[Elipsoit|elipsoid]] görünüme sahiptir. Yansıtabilirlik derecesi ([[albedo]]) 0,52 olan gezegen, böylece yüzeyine düşen Güneş ışığının yarıdan fazlasını görünür tarafta yansıtmaktadır.<ref>{{Web kaynağı |url=http://blogs.discovermagazine.com/badastronomy/2011/11/18/young-astronomer-captures-a-shadow-cast-by-jupiter/ |başlık=Young astronomer captures a shadow cast by Jupiter: Bad Astronomy |eser=[[Discover (dergi)|Discover]] Blogs |tarih=18 Kasım 2011 |erişimtarihi=27 Mayıs 2013 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20181226062349/http://blogs.discovermagazine.com/badastronomy/2011/11/18/young-astronomer-captures-a-shadow-cast-by-jupiter/ |arşivtarihi=26 Aralık 2018 |ölüurl=hayır }}</ref> Ancak kızılötesi alandaki ışınım ölçüldüğünde, Jüpiter'in, Güneş'ten aldığı enerjinin 2,3 katı kadarını dışarı yaydığı görülür. Bu nedenle gezegen, Güneş'e olan uzaklığına göre hesaplanan 106&nbsp;K'den (-167&nbsp;°C) çok daha yüksek bir [[etkin sıcaklık|etkin sıcaklığa]] sahiptir ve 126&nbsp;K (-147&nbsp;°C) sıcaklığında bir [[kara cisim]] gibi ışır.<ref name="coreuncertainty">{{Akademik dergi kaynağı |yazar=Saumon, D. |yazar2=Guillot, T. |başlık=Shock Compression of Deuterium and the Interiors of Jupiter and Saturn |dergi=The Astrophysical Journal |cilt=609 |sayı=2 |sayfalar=1170-1180|yıl=2004 |bibcode=2004ApJ...609.1170S |doi=10.1086/421257 |arxiv=astro-ph/0403393|s2cid=119325899  |issn=0004-637X }}</ref> Jüpiter'in kendi içinde yarattığı bu enerji fazlası, gezegenin yer çekiminin etkisi ile yavaşça kendisi üzerine çökerek küçülmesi sırasında dönüştürülen potansiyel enerji ile açıklanmaktadır. Bu olgu [[Kelvin-Helmholtz mekanizması]] olarak adlandırılır.<ref>{{Web kaynağı |url=http://home.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/ |başlık=The Jupiter Satellite and Moon Page |tarih=Haziran 2017 |erişimtarihi=13 Haziran 2017 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20180531184410/http://home.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/jup2003.html |arşivtarihi=31 Mayıs 2018 |ölüurl=evet }}</ref>

=== İç yapısı ===
[[Gaz devleri]], içerdikleri elementlerin oranlarına göre iki alt gruba ayrılırlar. [[Uranüs (gezegen)|Uranüs]] ve [[Neptün (gezegen)|Neptün]] 'buz' ve 'kaya' oranı daha yüksek [[Uranüs benzeri gezegenler]] grubundadır. Jüpiter ve [[Satürn (gezegen)|Satürn]] ise, adını yine Jüpiter'den alan [[Jüpiter benzeri gezegenler]] grubu içindedir. Jüpiter benzeri gezegenlerin, kabaca [[Güneş]]'i ve benzer [[yıldız]]ları oluşturan maddeleri bu yıldızlardakine yakın oranlarda içerdiği düşünülür. 20. yüzyıl başlarından itibaren, gezegenlerin çap, kütle, yoğunluk, kendi etrafında dönme hızı, uydularının davranışı gibi verilerden yola çıkılarak iç yapıları hakkında ortaya atılan görüşler, daha sonra tayfölçümsel çalışmalarla ve son otuz yıl içinde gerçekleştirilen birçok uzay aracı araştırması ile zenginleştirilmiş ve günümüzde oldukça tatminkâr modeller geliştirilmiştir.

Bu bilgiler çerçevesinde, Güneş Sistemi'nin ilksel bileşimine paralel biçimde Jüpiter'in kütlesinin büyük kısmını [[hidrojen]] ve [[helyum]]un oluşturduğu varsayılır. Hidrojen/Helyum kütle oranı 75/25 civarındadır. Daha ağır elementlerin [[Güneş Bulutsusu]] içindeki toplam payı %1 iken, hafif bir zenginleşme ile Jüpiter'de %3-4½ arasında olabileceği hesaplanmaktadır. Bu sonuca göre, gezegenin gözlenen [[Yassılaşma|basıklığının]] 10-15 Yer kütlesinde yoğun bir çekirdeğin varlığı ile açıklanabilmesi üzerine varılmıştır. Jüpiter'i oluşturan yapı taşları özgül ağırlıklarına göre tabakalanmış durumdadır:
* Gezegenin merkezinde demir ve ağır metallerle birlikte bunların çevresinde daha hafif elementleri içeren bir 'buz' ve 'kaya' tabakasının oluşturduğu [[çekirdek]] bulunur.<ref>{{Web kaynağı | url = https://solarsystem.nasa.gov/missions/pioneer-10/in-depth | başlık = In Depth {{!}} Pioneer 10 | website = NASA Solar System Exploration | ölüurl = hayır | erişimtarihi = 9 Şubat 2020 | alıntı = Pioneer 10, the first NASA mission to the outer planets, garnered a series of firsts perhaps unmatched by any other robotic spacecraft in the space era: the first vehicle placed on a trajectory to escape the solar system into interstellar space; the first spacecraft to fly beyond Mars; the first to fly through the asteroid belt; the first to fly past Jupiter; and the first to use all-nuclear electrical power | arşivurl = https://web.archive.org/web/20190531205857/https://solarsystem.nasa.gov/missions/pioneer-10/in-depth | arşivtarihi = 31 Mayıs 2019 }}</ref> Bu noktada sıcaklık 20.000&nbsp;K, basınç 100 megabara (100 milyon atmosfer) yakındır. Yüksek basınçlar nedeniyle yoğunluğu 20 g/cm<sup>3</sup> olan bu katmanın yarıçapı 10.000&nbsp;km'den küçük; ancak kütlesi Yer'in 10 katını aşkındır.<ref>{{Web kaynağı | url = https://solarsystem.nasa.gov/planets/jupiter/exploration?page=0&per_page=10&order=launch_date+desc,title+asc&search=&tags=Jupiter&category=129 | başlık = Exploration {{!}} Jupiter | website = NASA Solar System Exploration | erişimtarihi = 9 Şubat 2020 | arşivengelli = evet |arşivurl= https://web.archive.org/web/20210929074854/https://solarsystem.nasa.gov/planets/jupiter/exploration/?page=0&per_page=10&order=launch_date+desc%2Ctitle+asc&search&tags=Jupiter&category=129 |arşivtarihi= 29 Eylül 2021 | ölüurl = hayır }}</ref>
* Çekirdeği çevreleyen alanda [[metalik hidrojen]]den oluşmuş 40.000&nbsp;km kalınlığında [[Manto (jeoloji)|manto]] tabakası yer alır. Hidrojen, 3 ila 4 Mbar'dan daha yüksek basınçlarda devreye giren [[van der Waals kuvvetleri]]nin etkisi ile moleküler yapısını kaybederek metalik özellikler kazanır, ısıl ve elektriksel iletkenliği çok artar. Manto tabakası, merkezden itibaren gezegen yarıçapının ¾'üne dek uzanır, Jüpiter'in hacminin yarıya yakınını, kütlesinin ise çok büyük çoğunluğunu oluşturur. Bu alandaki metalik hidrojenin sıvı nitelikte olduğu, yoğunluğunun dıştan içe doğru 1'den 5'e kadar (su&nbsp;=&nbsp;1) yükseldiği sanılmaktadır.<ref name="NYT-20160705">{{Haber kaynağı |soyadı=Chang |ad=Kenneth |başlık=NASA's Juno Spacecraft Enters Jupiter's Orbit |url=https://www.nytimes.com/2016/07/05/science/juno-enters-jupiters-orbit-capping-5-year-voyage.html |tarih=5 Temmuz 2016 |eser=[[The New York Times]] |erişimtarihi=5 Temmuz 2016 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20190502211501/https://www.nytimes.com/2016/07/05/science/juno-enters-jupiters-orbit-capping-5-year-voyage.html |arşivtarihi=2 Mayıs 2019 |ölüurl=hayır }}</ref><ref name="NYT-20160630">{{Haber kaynağı |soyadı=Chang |ad=Kenneth |başlık=All Eyes (and Ears) on Jupiter |url=https://www.nytimes.com/2016/07/01/science/jupiter-nasa-juno-hubble.html |tarih=30 Haziran 2016 |eser=[[The New York Times]] |erişimtarihi=1 Temmuz 2016 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20180719230628/https://www.nytimes.com/2016/07/01/science/jupiter-nasa-juno-hubble.html |arşivtarihi=19 Temmuz 2018 |ölüurl=hayır }}</ref>
* En dışta 20.000&nbsp;km kalınlığında [[moleküler hidrojen]] (H<sub>2</sub>) tabakası bulunur. Gezegenin yüzeyine yaklaşıldıkça basınç, ısı ve yoğunluk düşer, hidrojen sıvıdan gaza dönüşür ve giderek atmosfer tabakasına geçilir.

Katmanlar arasında keskin sınırlar olmadığı, bir fazdan diğerine kademeli geçişler olduğu, aynı zamanda konveksiyon akımlarının katmanlar arası madde alışverişine kısmen de olsa izin verdiği tahmin edilir. Gezegenin iç kesimlerinde üretilen dev boyutlardaki ısının bu tür akımlar yardımıyla yüzeye dek aktarılabilmesi tümüyle akışkan nitelikte bir iç yapı varlığını gerektirmektedir.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=Jupiter's decisive role in the inner Solar System's early evolution |ad=Konstantin |soyadı=Batygin |doi=10.1073/pnas.1423252112 |pmid=25831540 |pmc=4394287 |cilt=112 |sayı=14 |sayfalar=4214-4217|dergi=Proceedings of the National Academy of Sciences |arxiv=1503.06945 |bibcode=2015PNAS..112.4214B|yıl=2015 |yazarbağı=Konstantin Batygin }}</ref>

Jüpiter'in, bir gaz devinin ulaşabileceği en büyük çapa yakın boyutlarda olduğu hesaplanmıştır. Kütlesi daha büyük olan bir gezegen, artan kütleçekim gücünün etkisi ile kendi üzerine çökerek, Jüpiter'e oranla daha büyük yoğunluğa, daha küçük bir hacme sahip olacaktı. Daha yüksek çekirdek sıcaklığı anlamına gelen bu durum, kütlesi Güneş'in kütlesinin %8'i kadar olan bir gezegenin [[nükleer füzyon]] için gerekli iç sıcaklığa ulaşarak bir [[yıldız]] hâline gelmesi ile sonuçlanır. Bu nedenle, 0,001 Güneş kütlesindeki Jüpiter, 'yıldız olmayı başaramamış' bir gök cismi olarak da tanımlanabilir.

== Atmosfer ==
Jüpiter'in kalın ve karmaşık bir [[atmosfer]] tabakası bulunmaktadır. Bu atmosferin, Güneş Sistemi'nin kökenini oluşturan [[Güneş Bulutsusu]]'nun varsayılan yapısına yakın olarak %88 oranında moleküler [[hidrojen]] (H<sub>2</sub>) ve %12 oranında [[helyum]] (He) içerdiği saptanmıştır. Bunları %0,1 oranla [[su]] buharı (H<sub>2</sub>O) ve [[metan]] (CH<sub>4</sub>) ve %0,02 oranla [[amonyak]] (NH<sub>3</sub>) izler. [[Azot]], hidrojen, [[karbon]], [[oksijen]], [[kükürt]], [[fosfor]] ve diğer elementleri içeren çeşitli bileşiklere milyonda bir düzeyini geçmeyen oranlarda rastlanmaktadır.<ref>{{Web kaynağı | url = https://www.sciencedaily.com/releases/2019/03/190322105706.htm | başlık = Jupiter's Unknown Journey Revealed | yazar = S. Pirani, A. Johansen, B. Bitsch, A.J. Mustill, D. Turrini | tarih = 22 Mart 2019 | eser = sciencedaily.com | erişimtarihi = 25 Mart 2019 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20190322165523/https://www.sciencedaily.com/releases/2019/03/190322105706.htm | arşivtarihi = 22 Mart 2019 | ölüurl =hayır}}</ref><ref>{{Web kaynağı |url=http://news.nationalgeographic.com/2015/03/150324-jupiter-super-earth-collisions-planets-astronomy-sky-watching |başlık=Observe: Jupiter, Wrecking Ball of Early Solar System |yazar=Illustration by&nbsp;NASA/JPL-Caltech |tarih=24 Mart 2015 |eser=National Geographic |erişimtarihi=17 Kasım 2015 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20150509205302/http://news.nationalgeographic.com/2015/03/150324-jupiter-super-earth-collisions-planets-astronomy-sky-watching/ |arşivtarihi=9 Mayıs 2015 |ölüurl=hayır }}</ref>
 
Aslında gaz devlerinin belirli bir yüzeyi olduğu söylenemez, gezegenden atmosfer olarak adlandırılabilecek en dış gaz tabakasına doğru kesintisiz, yumuşak bir geçiş söz konusudur. Bu tür gezegenlerin çapları hesaplanırken 1 bar (yaklaşık 1 atmosfer) sınırının dışında kalan kısım dikkate alınmaz; basıncın 1 barı aştığı noktadan itibaren tüm hacim, gezegenin sınırları içinde kabul edilir. Ancak çoğu zaman, atmosfer olarak adlandırılan alan, hidrojen gazı yoğunluğunun sıvı hidrojen yoğunluğu düzeyine çıktığı 10.000 bar basınç sınırına yani gezegenin binlerce kilometre içine dek genişletilir.<ref name="zube_2019">{{Akademik dergi kaynağı|soyadı=Zube|ad=N.|yazar2=Nimmo, F.|yazar3=Fischer, R.|yazar4=Jacobson, S.|başlık=Constraints on terrestrial planet formation timescales and equilibration processes in the Grand Tack scenario from Hf-W isotopic evolution|dergi=Earth and Planetary Science Letters|yıl=2019|cilt=522|sayı=1|sayfalar=210-218|doi=10.1016/j.epsl.2019.07.001 |pmid=32636530|arxiv = 1910.00645 |bibcode= 2019E&PSL.522..210Z |s2cid=199100280}}</ref>

Uzaktan bakıldığında, Jüpiter yüzeyinin özellikle ekvatora yakın enlemlerde belirginleşen ardışık koyu ve açık renkli bulut kuşaklarından oluştuğu görülür. Atmosferin en üst katmanlarındaki bulutlar kristal hâlindeki amonyak ve su parçacıklarından oluşur. 
Atmosferin derinliklerine doğru, yoğuşma sıcaklıklarına göre değişik bileşiklerin meydana getirdiği bulutlar tabakalar hâlinde birbirini izler. Atmosferde dikey ve yatay doğrultuda yoğun bir hareketlilik gözlenir, 600&nbsp;km/saat hıza ulaşan rüzgârlar nadir değildir.

15.000×25.000&nbsp;km boyutları ile yerküreyle karşılaştırılabilecek büyüklükteki [[Büyük Kırmızı Leke]], en az 400 senedir devam ettiği bilinen çok uzun ömürlü dev bir 'fırtına' alanıdır. Son yıllarda yapılan gözlemler neticesinde gitgide küçüldüğü bilinmektedir.

[[Jüpiter'in atmosferi]] makalesinde konu hakkında daha ayrıntılı bilgi yer almaktadır.

=== Jüpiter'in kendi ekseni etrafında dönüşü ===
Katı bir yüzeye sahip olmayan Jüpiter'in dönüş özelliklerinin, atmosfer yapılarının gözlenen hareketlerine göre belirlenmesine çalışılmıştır. Ancak daha 1690 yılında [[Giovanni Domenico Cassini]] ekvator bölgesi ile kutupların farklı devirlerle döndüğünü fark etmiştir. Sonradan bu gözlem duyarlı ölçümlerle doğrulanmış ve gezegen için 'Sistem I' ve 'Sistem II' olmak üzere iki ayrı dönme süresi tanımlanmıştır. Ekvator bölgelerinin dönüşü 9 saat 50 dakika 30,003 saniyede tamamlanır ve Sistem I olarak adlandırılır. Kutup bölgelerinde dönüş süresi 9 saat 55 dakika 40,630 saniyedir ve Sistem II adını alır. Jüpiter'den yayılan [[mikrodalga]] ve [[radyo]] dalga boyundaki ışınımların ise 9 saat 55 dakika 29,730 saniyelik bir dalgalanma göstermelerine dayanarak, gezegenin manyetik alanını belirleyen büyük metalik hidrojen kütlesinin bu hızla dönmekte olduğu sonucu çıkarılmıştır. 'Sistem III' adı verilen bu periyot Jüpiter'in gerçek dönüş hızı olarak kabul edilir ve bu değerin kutuplardaki dönüş hızı ile hemen hemen aynı olduğu; ekvatorda ölçülen farklı hızın, bu bölgelerdeki bulutların 400&nbsp;km/saat hıza ulaşan rüzgârlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker.

=== Halkalar ===
Yakın bir tarihe kadar Güneş Sistemi'nde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi.<ref>{{Akademik dergi kaynağı |yazar=Niemann, H.B. |yazar2=Atreya, S.K. |yazar3=Carignan, G.R. |yazar4=Donahue, T.M. |yazar5=Haberman, J.A. |yazar6=Harpold, D.N. |yazar7=Hartle, R.E. |yazar8=Hunten, D.M. |yazar9=Kasprzak, W.T. |yazar10=Mahaffy, P.R. |yazar11=Owen, T.C. |yazar12=Spencer, N.W. |yazar13=Way, S.H. |başlık=The Galileo Probe Mass Spectrometer: Composition of Jupiter's Atmosphere |dergi=Science |yıl=1996 |cilt=272 |sayı=5263 |sayfalar=846-849|bibcode=1996Sci...272..846N |doi=10.1126/science.272.5263.846 |pmid=8629016|s2cid=3242002 }}</ref> Dış gezegenleri ziyaret eden ilk uzay aracı olan Pioneer 10'un 1973'teki gözlemleri üzerine varlığından kuşkulanılan Jüpiter halkaları 1979 yılında Voyager 1 ve 2 uzay araçları tarafından çekilen fotoğraflarda gösterildi.

{| class="infobox geography" style="width: 30em;" align="right" cellpadding="4" cellspacing="0" style="margin-left:1em"; border="1" 
!colspan="4" align="center" bgcolor=#FFFFC0 | <span style="font-size:large;">'''Jüpiter'in Halka Sistemi'''</span>
{|bgcolor=black '''Halka Sistemi'''|
|}
|-----
!rowspan="2" bgcolor="#f9f9f9" |<span style="color:green; font-size:medium;">Halkalar</span>
!rowspan="2" bgcolor="#f9f9f9" |<span style="color:green; font-size:medium;"> Yörünge</span>
!colspan="2" bgcolor="#f9f9f9" |<span style="color:green; font-size:medium;"> Jüpiter'in Merkezinden Uzaklık</span>
|-----
! bgcolor="#f9f9f9" |<span style="color:green; font-size:small;">R<sub>J</sub></span>
! bgcolor="#f9f9f9" |<span style="color:green; font-size:small;">(km.)</span>
|-----
! bgcolor="#f9f9f9" |<span style="font-size:medium;">Halo Halka</span>
! bgcolor="#f9f9f9" |
|align="center"|1,4 1,71
|align="center"|100.000 122.000
|-----
!rowspan="4" bgcolor="#f9f9f9" |<span style="font-size:medium;">Ana Halka</span>
! bgcolor="#f9f9f9" |Ana Halka (iç)
|align="center" |1,71
|align="center" |122.000
|-----
! bgcolor="#f9f9f9" |<span style="color:brown;">XVI Metis</span>
|align="center" |1,79
|align="center" |128.100
|-----
! bgcolor="#f9f9f9" |<span style="color:brown;">XV Adrastea</span>
|align="center" |1,80
|align="center" |128.900
|-----
! bgcolor="#f9f9f9" |Ana Halka (dış)
|align="center" |1,81
|align="center" |129.000
|-----
!rowspan="4" bgcolor="#f9f9f9" |<span style="font-size:medium;">Gossamer Halka</span>
! bgcolor="#f9f9f9" |Gossamer Halka (iç)
|align="center" |1,81
|align="center" |129.200
|-----
! bgcolor="#f9f9f9" |<span style="color:brown;">V Amalthea</span>
|align="center" |2,54
|align="center" |181.400
|-----
! bgcolor="#f9f9f9" |<span style="color:brown;">XIV Thebe</span>
|align="center" |3,11
|align="center" |221.900
|-----
! bgcolor="#f9f9f9" |Gossamer Halka (dış)
|align="center" |3,15
|align="center" |224.900
|-----
|}

[[Satürn'ün halkaları]] gibi Jüpiter halkaları da, toz denebilecek mikroskopik boyutlardan, onlarca metre büyüklüğe kadar değişen çeşitli boylarda çok sayıda parçacığın bir araya gelmesinden oluşurlar. Bu parçacıklar bir bulut oluştururcasına birbirinden bağımsız hareket eder ve her biri gezegen etrafında kendine ait bir yörünge izler. Bu yörüngelerin gezegen ve iç uydularının çekim güçlerinin karşılıklı etkisi ile sürekli şekillenmesi sonucunda halkaların yapısı korunur. Satürn halkaları ile karşılaştırıldığında, Jüpiter'in halkalarının birçok yönden farklı olduğu görülür. Jüpiter halkalarının çok daha silik olmalarının ve zor gözlenmelerinin nedeni, kendilerini oluşturan toplam madde kütlesinin çok daha az olmasının yanı sıra ışık yansıtıcılıklarının da sınırlı olmasıdır. Jüpiter halkaları, 0,05 gibi bir yansıtılabilirlik derecesi ([[albedo]] derecesi) ile üzerine düşen Güneş ışığının büyük bir kısmını soğurur ve karanlık görünürler. Satürn yolculuğu sırasında [[Cassini-Huygens]] uzay sondası 2003 yılında Jüpiter'in yakınından geçerken yaptığı ölçümlerle Jüpiter halkalarının küresel değil, keskin kenarlı ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu düşündüren veriler elde etti. Bu bilgiler halkaların Jüpiter'e yakın yörüngelerdeki uydulardan kopan parçacıklardan oluştuğu savını destekler niteliktedir. Bu uydulardan [[Metis (uydu)|Metis]] ve [[Adrastea (uydu)|Adrastea]] 'Ana halka'nın, [[Amalthea (uydu)|Amalthea]] ve [[Thebe (uydu)|Thebe]] ise daha dışta yer alan 'Gossamer (ipliksi-ağsı) Halka'nın kaynağı olarak düşünülmektedir. Metis ve Adrastea, Jüpiter'in merkezinden 1,79 ve 1,81 R<sub>J</sub> (Jüpiter yarıçapı) uzaklıktaki yörüngeleri ile gezegenin [[Roche Limiti]]'nin içinde bulunurlar ve parçalanma sürecinde uydular olarak değerlendirilebilirler. Ana halka bu iki uydunun yörüngesi hizasında keskin bir dış sınırla kesintiye uğrarken, iç sınırı daha belirsizdir ve 'Halo (ayla) halka' adı verilen üçüncü bir bölümle silik bir şekilde atmosferin üst sınırlarına kadar devam eder. En dışta sınırları belirsiz dördüncü bir halka yapısı, çok seyrek bir toz bulutu şeklinde ters bir yörüngede döner. Bu halkanın kaynağı sonradan Jüpiter'in çekim alanına yakalanmış gezegenler arası toz olabilir.

=== Manyetosfer ===
[[dosya:PIA04433 Jupiter Torus Diagram.jpg|küçükresim|sağ| Jüpiter ve manyetosfer gösteren bir resim]]
Jüpiter Güneş Sistemi içinde en güçlü [[manyetik alan]]a sahip gezegendir. Dünya ile karşılaştırıldığında 19.000 kat daha güçlü olduğu görülen bu alan, ekseni Jüpiter'in dönme eksenine 11° açı yapan ve gezegenin merkezine 8.000&nbsp;km uzaktan geçen, kutupları ters yerleşmiş olan bir [[çift kutuplu]]dur. Böylece Jüpiter'in kuzey manyetik kutbu gezegenin güney coğrafi kutbuna, güney manyetik kutbu ise kuzey coğrafi kutbuna yakındır. Bu çift kutuplunun yanı sıra, Jüpiter'in manyetik alanının, yapısını karmaşıklaştıran bir dört kutuplu ve bir sekiz kutuplu bileşeni bulunmaktadır. Jüpiter'in kütlesinin ancak küçük bir kısmını oluşturan demir ve diğer ağır elementleri içeren çekirdeğinin bu denli güçlü bir manyetik alan yaratması mümkün olmadığından, gezegenin manyetizmasından metalik sıvı hidrojen tabakası sorumlu tutulur. Elektrik iletkenliği çok yüksek olan bu bölgedeki elektronların akımı, Jüpiter'in kendi çevresindeki hızlı dönüşünün etkisi ile güçlü bir manyetik alan oluşturur. Bu alanın etkisi ile Jüpiter, dev bir manyetosfere sahiptir.

Jüpiter manyetosferi, [[Güneş rüzgârı]] adı verilen ve Güneş kökenli hızlı parçacıkların oluşturduğu [[plazma]] akımının, gezegenin manyetik alanının etkisi ile saptırılarak engellendiği bölgedir. Manyetosferin en dışında, plazma akımının hızla yavaşlayarak hızının ses hızının altına indiği ve yön değiştirdiği bir [[şok dalgası]] gözlenir. Güneş etkinliğine göre gezegene uzaklığı değişen bu sınır, uzay sondaları tarafından Jüpiter'den Güneş doğrultusunda 25-30 milyon km uzaklıkta saptanmıştır. Gezegene yaklaştıkça manyetik alanın etkisi giderek artar ve Güneş kökenli parçacıkların aşamayarak çevresinden dolaşmak zorunda kaldığı [[manyetopoz]], manyetosferin sınırını belirler. Bu alan da Güneş rüzgârının şiddetindeki değişimlere paralel olarak kısa sürelerde genleşip daralmakla birlikte Jüpiter'in 3-7 milyon km uzağında başlar. Güneş rüzgârının deforme ettiği manyetik kuvvet çizgilerine uyumlu olarak, bu sınır yanlara doğru genişleyerek gezegenden uzaklaşır ve bir damla biçimini alarak gezegenin arkasında bir milyar km'ye kadar uzanan bir kuyruk oluşturur.

Manyetosferin gezegene daha yakın kesimlerinde manyetik alana yakalanan elektrik yüklü parçacıkların doldurduğu iki dev [[Van Allen kuşakları|Van Allen kuşağı]] bulunur. Bu bölgelerden kaynaklanan çok güçlü radyo dalgaları, 9 saat 55 dakika 30 saniyelik bir döngü içinde dalgalanmalar gösterir. Bunun Jüpiter'in manyetik alanının oluşumuna neden olan metalik hidrojen tabakasının dönme hızını yansıttığı varsayılarak gezegenin kendi etrafındaki dönüş hızını, atmosfer hareketlerinden bağımsız olarak saptamak mümkün olmuştur.

Van Allen kuşaklarında toplanan yüklü parçacıkların çoğunluğu Jüpiter atmosferinden koparak manyetik alana kapılan gazlardan kaynaklanır ve büyük ölçüde iyonize hidrojen atomlarından salınan serbest elektron ve protonların yanı sıra, helyum, oksijen ve kükürt iyonlarına da rastlanır. Çok yüksek hızlara ulaşan bu iyonların oluşturduğu [[plazma]]nın ısısı 300-400 milyon Kelvin olarak ölçülmüştür. Bu, Güneş'in merkezi de dâhil olmak üzere Güneş Sistemi'nin ([[Güneş taçküresi]] dışında) bilinen herhangi bir noktasından çok daha yüksek bir sıcaklıktır. Aynı zamanda Jüpiter manyetosferi, hacim açısından Güneş Sistemi'nin en büyük oluşumu olarak kabul edilmelidir.

Yüklü parçacıklar Jüpiter'in manyetik kutuplarındaki açık manyetik çizgiler boyunca ilerleyerek atmosferin yüksek tabakalarında [[kutup ışıkları]]nın ortaya çıkmasına neden olurlar.

Jüpiter'in birçok uydusu manyetosferin içinde kalan yörüngelere sahiptir. Büyük uydulardan gezegene en yakın olan [[İo (uydu)|İo]], Jüpiter ile uydu arasında kesintisiz süren bir elektrik akımının etkisi altındadır. Uydu yüzeyinden iyonize atomları kopararak İo ve Jüpiter'i iki yönden birbirine bağlayan ve [[İo Plazma Torus'u]] adı verilen bir sıcak plazma halkası oluşturan bu akımın, 1000 giga[[watt]] değerini bulduğu sanılır. Jüpiter'i çevreleyen 1 milyon km yarıçapındaki alan, çok yoğun ışınımların varlığı nedeniyle uzay sondalarının bu alandan geçtikleri sıradaki etkinliklerini önemli ölçüde kısıtlamış ve ileride yapılabilecek insanlı araştırmalar için önemli sakıncalar yaratabilecek durumdadır.

== Jüpiter'in doğal uyduları ==
{{Ana|Jüpiter'in doğal uyduları}}
[[Dosya:Jupiter and the Galilean Satellites.jpg|küçükresim|Jüpiterin en büyük uyduları]]
[[Dosya:Galilean moon Laplace resonance animation.gif|küçükresim]]
Jüpiter'in bilinen 95 [[doğal uydu]]su vardır.<ref name="SheppardMoons"/> Bunlardan 60 tanesinin çapı 10&nbsp;km'den azdır. [[Galileo Galilei]] 1610 yılında kendi yaptığı basit [[teleskop]]la Jüpiter'in en büyük dört uydusu [[İo (uydu)|İo]], [[Europa (uydu)|Europa]], [[Ganymede (uydu)|Ganymede]] ve [[Callisto (uydu)|Callisto]]'yu keşfederek ilk kez Yerküreden başka bir gezegene ait uyduların varlığını göstermiştir. Bu uydular sonradan [[Galilei uyduları]] olarak adlandırılmıştır. 1970'lere kadar bilinen uydu sayısı 13 iken, Jüpiter'i ziyaret eden [[Voyager programı|Voyager]] uzay araçları 3 yeni uydunun bulunmasına yardımcı olmuş, 2000 yılından bu yana yeryüzünden yapılan sistematik araştırmalarla, bu sayı kısa sürede artmıştır. [[Jüpiter'in doğal uyduları]] makalesinde uydular hakkında ayrıntılı bilgi yer almaktadır.

== Jüpiter araştırmalarının tarihçesi ==
* Eski çağlardan günümüze ulaşan kaynaklarda Jüpiter, Ay, Güneş, Merkür, Venüs, Mars ve Satürn ile birlikte görünür hareketlerinin diğer yıldızlardan farklılığıyla tanınan 7 gökcisminden biri olarak gösterilir. Bu yönüyle, antik gökbilim için olduğu kadar [[astroloji]] açısından da önem taşıyan gezegen, birçok dilde haftanın yedi gününe adını veren varlıklardan biri olarak, tarihöncesinden günümüze insan kültüründe yerini korumuştur.
* Jüpiter'in yalnızca parlak bir yıldız değil, üzerinde değişik koyulukta kuşakların seçilebildiği dairesel görünümde bir cisim olduğunu ilk fark eden 1610 yılında [[Galileo Galilei]] oldu. Galilei aynı zamanda Jüpiter'in en büyük dört uydusunu keşfetti ve [[Dünya]] dışındaki bir gezegenin kendi etrafında dönen uyduları olabileceğinin bu ilk kanıtını, [[Mikolaj Kopernik|Kopernik]]'in o güne dek yaygın kabul görmeyen [[güneşmerkezli teori]]sini desteklemek için kullandı.
* 1664'te İngiliz bilim insanı [[Robert Hooke]], (ya da bazı kaynaklara göre Fransız-İtalyan bilim insanı [[Giovanni Domenico Cassini]]) [[Büyük Kırmızı Leke]]'yi ilk kez gözledi. 
* 1676'da Danimarkalı gök bilimci [[Ole Christensen Romer]], Jüpiter'in uydularının [[örtülme]] ve [[tutulma]] zamanlarındaki oynamaların gezegenin Yer'den uzaklığıyla ilişkisini ölçerek ilk kez [[ışık hızı]]nı %25 yanılma payı ile hesapladı. Ölçüm araçlarının gelişmesinin katkısıyla, Romer'in bulduğu bu yöntem, 19. yüzyıl başında ışık hızının %1'den daha az hata ile hesaplanmasına olanak tanıdı. 
* 1690'da Cassini, Jüpiter'in kendi etrafında dönüş süresinin kutuplarda ve ekvatorda farklı olduğunu ilk kez gözlemledi.
* 1932'de Alman gök bilimci [[Rupert Wildt]] [[tayfölçüm]]sel gözlemlere dayanarak Jüpiter atmosferinde [[metan]] ve [[amonyak]] bulunduğunu saptadı, bunun ancak çok büyük miktarlarda [[hidrojen]] varlığı ile açıklanabileceğini bildirdi. Wildt, 1934'te gezegenin kütle ve yoğunluk verilerinden yola çıkarak Jüpiter'in iç yapısının ve atmosferinin bileşimini bugün kabul edilene benzer şekilde hesapladı.
* Hidrojen varlığının kanıtlanması ancak 1960'larda [[kızılötesi tayfölçüm]] tekniklerinin gelişmesi ile gerçekleşti. Tayfölçümsel yöntemlerle varlığı ortaya çıkarılması çok güç olan [[helyum]] ise ancak 1970'lerde uzay sondalarının hidrojen-helyum atomları arasındaki etkileşimleri ölçmeleri ile gösterilebildi.
* 1955 yılında Burke ve Franklin, Jüpiter'den yayılan yüksek miktardaki radyo ışınımını rastlantısal olarak saptadılar. Bu buluş, Jüpiter'in çok güçlü [[magnetosfer]]inin keşfedilmesine yol açtı.

=== Pioneer 10 ve 11 uzay araçları ===
Kasım-Aralık 1973'te [[Pioneer 10]], Kasım-Aralık 1974'te [[Pioneer 11]] adlı uzay sondaları Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin ilk yakından gözlemini gerçekleştirdiler. Sırasıyla 1972 ve 1973 yıllarında fırlatılan birbirinin aynı bu iki araç, sınırlı teknik donanıma sahip olmalarına karşın daha sonra gerçekleştirilen uçuşların planlanması için yaşamsal önem taşıyan bilgiler topladılar.
* Jüpiter'in boyutları ve çekim gücü duyarlı biçimde ölçülerek yoğunluğunun ve kütlesinin daha büyük kesinlikle hesaplanmasına olanak sağlandı.
* Gezegenin çekim alanının çok düzenli olduğu görüldü, buna dayanarak Jüpiter'in büyük ölçüde akışkan bir yapıya sahip olduğu görüşü güç kazandı.
* Uyduların boyutları ve fiziksel özellikleri hakkında edinilen yeni bilgilerle Jüpiter sisteminin oluşumu ve evrimi üzerine yeni bakış açıları oluşturuldu.
* Manyetosfer ile ilgili çok sayıda ölçüm yapıldı.
* Jüpiter'in gezegenlerarası alana yüksek enerjili [[elektron]] ve düşük enerjili [[proton]]lar yaydığı saptandı ve böylece bilinen [[kozmik ışınım]] kaynaklarına yeni bir tanesi eklenmiş oldu.
* Gezegenin birçok fotoğrafı çekildi, [[kızılötesi]] ve [[morötesi]] alanda incelemelerle atmosferin bileşimi ve [[meteoroloji]]k özellikleri hakkında yeni bilgiler edinildi. Yeryüzünden gözlenemeyen kutup bölgelerinin görüntüleri elde edildi.
* [[Büyük Kırmızı Leke]]'ye benzer, daha küçük boyutta lekeler saptandı, bu oluşumların meteorolojik olaylar olabileceği düşüncesi sağlamlaştı. 
* [[Beta Scorpio]] [[yıldız]]ının [[radyo]] ışınımının [[Jüpiter'in atmosferi]] tarafından örtülmesi incelenerek atmosferin değişik yükseltilerindeki sıcaklıklar ölçüldü.

=== Voyager 1 ve 2 uzay araçları ===
[[Dosya:790106-0203 Voyager 58M to 31M reduced.gif|[[Voyager 1]] tarafından çekilmiş Jüpiter'in farklı fotoğraflarından oluşan bir animasyon. Voyager 1 Jüpiter'e yaklaşırken, her Jüpiter günü (yaklaşık 10 saat) her bir kare çekilmiştir.|küçükresim|upright=0.91]]
1977 yılında fırlatılan ve birbirinin aynı olan [[Voyager 1]] ve [[Voyager 2]] uzay araçları sırasıyla Ocak-Mart 1979 ve Haziran-Temmuz 1979 tarihlerinde Jüpiter'in yakınından geçerek gözlemlerde bulundular.
* Voyager 1, Jüpiter'in de [[Satürn‘ün halkaları]]na benzer bir halka sistemi bulunduğunu saptadı. 
* Jüpiter'in üç yeni uydusu, [[Adrastea (uydu)|Adrastea]], [[Metis (uydu)|Metis]] ve [[Thebe (uydu)|Thebe]] keşfedildi.
* Gezegenin ve uydularının çok sayıda yüksek çözünürlüklü görüntüsü elde edildi. Uyduların ayrıntılı yüzey fotoğrafları yardımıyla, iç yapıları hakkında değerli ipuçları sağlayan [[jeoloji]]k özellikleri öğrenildi.
* [[İo (uydu)|İo]] üzerinde [[yanardağ|volkanik]] aktivite gözlendi. Jüpiter manyetosferinin dış kesimlerine kadar uzanan alanda İo'dan kaynaklandığı sanılan [[kükürt]], [[oksijen]] ve [[sodyum]] izlerine rastlandı. Aynı elementlere ait [[iyon]]ların İo yörüngesi içinde ışık hızının %10'una varan hızlara ulaşarak bir sıcak [[plazma]] alanı oluşturduğu saptandı. Pioneer uzay araçlarının gözlemleri ile çelişen bu bulgular iç manyetosferin değişken bir yapısı olduğu izlenimini oluşturdu.
* İo'dan Jüpiter'e ulaşan [[akı]] hattının 5 milyon [[amper]] düzeyinde bir [[elektrik]] akımı taşıdığı saptandı.
* Voyager 2'nin [[Satürn (gezegen)|Satürn]]'e doğru yolculuğu sırasında Jüpiter manyetosferinin Satürn yörüngesine dek uzanan kuyruğu kanıtlandı.
* Jüpiter atmosferinde [[yıldırım]]lara neden olan yoğun elektrik boşalmaları saptandı.
* Bulut hareketleri izlendi, atmosfer akımlarının önceden bilinmeyen ayrıntıları saptandı, [[Büyük Kırmızı Leke]]'nin altı günlük bir devirle saat yönünün tersinde döndüğü görüldü.
* [[Kutup ışıkları]] gözlendi.
* Atmosferin üst kesimlerindeki [[helyum]] oranı ölçüldü, Güneş ve gezegenleri oluşturan ilksel [[Güneş Bulutsusu]]'nun bileşimi hakkında ipuçları sağlandı.
[[Dosya:Схема системы колец Юпитера A schema of Jupiter's ring system.jpg|küçükresim|upright=1|Jupiter Halkaları]]

=== Ulysses uzay aracı ===
Güneş çevresinde kutupsal bir yörüngeye oturtulmak üzere 1990 yılında fırlatılan [[Ulysses (uzay aracı)|Ulysses]] uzay aracı, bu yörüngenin gerektirdiği [[ivme]]yi kazanması amacıyla Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin çekim gücünden yaralanabileceği bir yol izledi. 8 Şubat 1992'de Jüpiter'in 450.000&nbsp;km kadar yakınından geçen araç, bu fırsatı değerlendirerek 2-14 Şubat tarihlerini kapsayan dönemde Jüpiter'in manyetosferi üzerinde yoğunlaşan gözlemlerde bulundu. [[İo Plazma Torus'u]] içinden geçerek ölçümler yaptı, manyetosferin çeşitli bölgelerinde manyetik alan, değişik frekanslarda ışınımlar, yüksek enerjili parçacıklar ve plazma bileşenlerini hedef alan çok sayıda gözlem yaptı. Jüpiter yakın geçişi sonrasında kazandığı kutupsal yörüngesi sayesinde, Jüpiter manyetosferinin tutulum düzlemi dışındaki daha önce araştırılmamış bölgelerinde de gözlem yapma olanağını sağladı.

Ulysses, Kasım 2003-Nisan 2004 arasında ikinci kez Jüpiter'in yakınından geçti.

=== Galileo programı ===
1989 yılında fırlatılan [[Galileo (uzay sondası)|Galileo]] uzay aracı, bir yörünge aracı ve bir atmosferik sonda olmak üzere iki ayrı birimden oluşmakta idi.
* Galileo'nun Jüpiter ile ilgili görevi planlanandan önce başladı. Temmuz 1994'te, gezegene ulaşmasından 18 ay önce, [[Shoemaker-Levy]] [[kuyrukluyıldız]]ının Jüpiter'e çarpmasını yeryüzünden yapılan gözlemlere oranla daha elverişli açılardan görüntüledi.
* Jüpiter'e yaklaşırken uzay aracından ayrılan atmosferik sonda 7 Aralık 1995'te gezegen atmosferine daldı, bir [[paraşüt]] yardımıyla yavaşlayarak, atmosferin derinliklerinde yüksek basınç ve ısı nedeniyle tahrip olmadan önce 58 dakika süreyle veri topladı ve yeryüzüne gönderdi. Ölçümler, atmosferin beklenenden çok daha kuru olduğu izlenimini verdi; ancak sonradan sondanın giriş noktasının alçalan kuru ve soğuk hava akımlarına denk gelen bir atmosfer bölgesinde olduğu görüşü ağırlık kazandı. Sonda, beklenen değerlerin beşte biri kadar su buharı, beklenenin yarısı kadar helyum ve metan düzeyleri gözledi. [[Yer (gezegen)|Yer]] atmosferinde gözlenenden 10 kat fazla [[yıldırım]] etkinliği saptandı. 
* Galileo yörünge aracı, 7 Aralık 1995'te Jüpiter çevresinde yörüngeye girdi ve görevini tamamladığı 2003 yılına dek 35 tur tamamladı, [[İo (uydu)|İo]], [[Europa (uydu)|Europa]], [[Ganymede (uydu)|Ganymede]], [[Callisto (uydu)|Callisto]] ve [[Amalthea (uydu)|Amalthea]] ile ilgili gözlemleri gerçekleştirdiği 34 yakın geçiş yaptı. Uyduların yüzey şekilleri ve iç yapıları ile ilgili geniş bilgi edinilmesini sağladı.
* Jüpiter halkalarının oluşumunda kozmik çarpışmalar sonucunda iç uydulardan kopan maddelerin katkısı anlaşıldı.
* Jüpiter manyetosferinin kendine özgü pek çok özelliği ortaya çıkarıldı. 
* 21 Eylül 2003'te uzatılmış görevini tamamlayan Galileo, yaşam barındırma olasılığı bulunan uydulara zarar vermemesi için, Jüpiter üzerine düşürülerek parçalandı.

=== Cassini-Huygens programı ===
[[Dosya:Portrait of Jupiter from Cassini.jpg|küçükresim|sağ|upright=0.91]]
Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan [[Cassini-Huygens]] uzay aracı, Jüpiter'in çekim gücünden yararlanarak yolculuğun hızlandırılabilmesi için bu gezegenin yakınından geçen bir rota izledi. 30 Aralık 2000 tarihinde Jüpiter yakın geçişini gerçekleştiren sonda, bu tarihin öncesi ve sonrasını kapsayan birkaç aylık süre içinde bilimsel aygıtlarını Jüpiter hakkında veri toplamak için çalıştırdı.
* Jüpiter'in bugüne dek elde edilen en yüksek çözünürlüklü görüntüleri kaydedildi. 
* Jüpiter'in atmosferinde koyu renkli görünümü ile ayırdedilen kuşakların, alçalan gaz kütlelerinin oluşturduğu [[siklon]] alanları olduğu yönündeki yerleşmiş görüşü sarsan bulgular elde etti. Ayrıntılı görüntülerde, bu koyu kuşaklarda her biri yükselen gaz kütleleri içeren açık renkli bulut kümelerinden oluşmuş çok sayıda küçük fırtına hücresinin bulunduğu ve net gaz hareketinin koyu kuşaklarda da yukarı doğru olduğu ortaya çıktı.
* Jüpiter halkalarının neden olduğu [[ışık saçılması]]nın ölçümü, halkaların düzensiz ve köşeli parçacıklardan oluştuğunu ortaya koydu.

=== Chandra X-ışını gözlem uydusu ve Hubble uzay teleskopu ===
1999 yılında fırlatılarak Dünya etrafındaki yörüngesine oturtulan [[Chandra]] uydusu, [[X-ışını]] dalga boyunda yaptığı gözlemlerde, Jüpiter'in kutup bölgelerinde gözlenen Dünya'dakinden 1000 kat daha güçlü kutup ışıklarının elektronlarını kaybetmiş yüksek enerjili [[oksijen]] ve benzeri [[iyon]]ların atmosfer ile etkileşimi sonucunda ortaya çıktığını belirledi. Eşzamanlı olarak [[Hubble uzay teleskopu]]ndan alınan görüntülerde [[hidrojen]] iyonlarında artışa rastlanmaması, bu parçacıkların [[Güneş]] kaynaklı olamayacağını ortaya koydu. Böylece Jüpiter'de gözlenen kutup ışıklarının [[Yer atmosferi]]ndekinden farklı bir mekanizma ile oluştuğu ve büyük olasılıkla [[İo (uydu)|İo]]'dan kopan atomların Jüpiter manyetosferinde hızlanarak atmosfere çarpmalarının sonucu oldukları varsayımı güçlendi.

[[Plüton (cüce gezegen)|Plüton]] ve uydusu [[Charon (uydu)|Charon]]'u incelemek üzere [[NASA]] tarafından Ocak 2006'da fırlatılan ve hız kazanması için Jüpiter'in yakınından geçen bir rota izlemesi öngörülen [[New Horizons (uzay sondası)|New Horizons]] uzay sondası, 28 Şubat 2007 tarihinde Jüpiter'e en yakın konumuna geldi. Sonda kamerası ile Io'dan salınan plazma çıktısını ve dört [[Galilei uyduları|Galilei uydu]]sunu ayrıntılı olarak inceledi.

=== Tasarı aşamasındaki araştırmalar ===
* Jupiter etrafında [[kutupsal yörünge]]ye yerleşip detaylı araştırmalar yapacak olan NASA projesi [[Juno (uzay aracı)|Juno]], şu anda Jupiter'e doğru yol almaktadır. Uzay aracı Ağustos 2011'de fırlatıldı ve 2016 yılının sonlarına doğru Jupiter'e varması beklenmektedir..
* [[NASA]] tarafından geliştirilmekte olan [[Prometheus (uzay programı)|Prometheus]] programının ilk aşaması [[JIMO]] (Jupiter Icy Moons Orbiter-Jüpiter Buz Uyduları Yörünge Aracı), [[Nükleer-Elektrik İtme Gücü]] ile hareket eden bir uzay sondası ile Jüpiter'in [[Galilei uyduları]]'nın ayrıntılı incelenmesini olanaklı kılacaktır. Bu projenin en erken fırlatma tarihi olarak 2015 yılı önerilmektedir.
[[Dosya:Jupiter impact closeup Hs-2009-23-b-full tif.png|küçükresim|upright=0.92|23 Temmuz 2009'da Hubble Teleskobu tarafından çekilmiş yaklaşık 5.000 km'lik leke]]

== Gözlem koşulları ==
Bir [[dış gezegen]] olan Jüpiter, Güneş çevresinde 12 yıllık dolanma süresi ile 13 ay süren [[kavuşum]] devrine sahiptir ve her yıl bir [[burç]]tan diğerine geçer. [[Venüs (gezegen)|Venüs]]'ten sonra gökyüzünde izlenebilen en parlak gezegendir. Seyrek olarak, kısa dönemler için [[Mars (gezegen)|Mars]] parlaklıkta Jüpiter'i geçebilir.

[[Kavuşum]] dönemini kapsayan 1-2 aylık dönem dışında yıl boyunca rahatlıkla çıplak gözle izlenir. Yılın büyük bir bölümünde, en parlak yıldız olan [[Sirius]]'un -1½ düzeyindeki parlaklığını aşar ve en uygun [[karşı konum]] koşullarında -2,7 gibi bir parlaklığa ulaşır. Bu yönleriyle amatör gözlem için Venüs ve Mars'tan daha elverişlidir. Karşı konumda 50 saniyeye yaklaşan [[görünür çap]]ı ile insan gözünün 1 dakika olan ayırma gücünün sınırına çok yaklaşır ve küçük büyütmeli bir dürbünle gezegenin diski seçilebilir. Amatör bir teleskopla Jüpiter'in kuşakları, [[Büyük Kırmızı Leke]] ve gezegenin kendi etrafında dönüşü, [[Galilei uyduları]] ve gezegen etrafındaki hareketleri izlenebilir.

Bazı özellikleri, Jüpiter'i eşşiz kılmaktadır:<ref>{{Web kaynağı | url = https://www.haberler.com/jupiter-saturn-kavusumu-ne-anlama-gelmektedir-13754101-haberi/ | başlık = Jüpiter Satürn kavuşumu ne anlama gelmektedir? 2020 Jüpiter ile Satürn'ün birleşmesi Türkiye'de görülecek mi, nerelerde görülür, saat kaçta? | erişimtarihi = 24 Kasım 2020 | dil = Türkçe | çalışma = Haberler.com | arşivengelli = evet |arşivurl= https://web.archive.org/web/20201128201257/https://www.haberler.com/jupiter-saturn-kavusumu-ne-anlama-gelmektedir-13754101-haberi/ |arşivtarihi= 28 Kasım 2020 | ölüurl =hayır}}</ref>
* Jüpiter, Güneş Sistemi'nin en büyük gezegeni olmakla kalmaz, kütlesi tek başına diğer tüm gezegenlerin toplam kütlesinin 2½ katına ulaşır.
* Kendi etrafında dönüş süresi en kısa olan gezegendir.
* En güçlü manyetik alana ve en büyük manyetosfere sahip gezegendir.
* Büyüklük ve çeşitlilik açısından en zengin [[uydu sistemi]]ne sahip gezegendir. Güneş Sistemi'nin en büyük gezegen uydusu [[Ganymede (uydu)|Ganymede]], Jüpiter etrafında dönmektedir.

== Kaynakça ==
{{Kaynakça|colwidth=30em|refs=

<ref name="fact">{{Web kaynağı |url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html |başlık=Jupiter Fact Sheet |yayıncı=NASA |soyadı=Williams |ad=David R. |erişimtarihi=13 Ekim 2017 |tarih=23 Aralık 2021 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20190620122648/https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/jupiterfact.html |arşivtarihi=20 Haziran 2019 |ölüurl=hayır }}</ref>

<ref name=horizons-perihelion>{{Web kaynağı|url=https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons_batch.cgi?batch=1&COMMAND=%27599%27&START_TIME=%272023-01-01%27&STOP_TIME=%272023-01-31%27&STEP_SIZE=%273%20hours%27&QUANTITIES=%2719%27|başlık=HORIZONS Planet-center Batch call for January 2023 Perihelion|website=ssd.jpl.nasa.gov|tür=Perihelion for Jupiter's planet-centre (599) occurs on 2023-Jan-21 at 4.9510113au during a rdot flip from negative to positive|yayıncı=NASA/JPL|erişimtarihi=7 Eylül 2021|arşivurl=https://web.archive.org/web/20210907235300/https://ssd.jpl.nasa.gov/horizons_batch.cgi?batch=1&COMMAND=%27599%27&START_TIME=%272023-01-01%27&STOP_TIME=%272023-01-31%27&STEP_SIZE=%273%20hours%27&QUANTITIES=%2719%27|arşivtarihi=7 Eylül 2021|ölüurl=hayır}}</ref>

<ref name=VSOP87>{{Akademik dergi kaynağı |başlık=Numerical expressions for precession formulae and mean elements for the Moon and planets |dergi=Astronomy and Astrophysics |cilt=282 |sayı=2 |sayfalar=663-683|tarih=February 1994 |soyadı1=Simon |ad1=J. L. |soyadı2=Bretagnon |ad2=P. |soyadı3=Chapront |ad3=J. |soyadı4=Chapront-Touzé |ad4=M. |soyadı5=Francou |ad5=G. |soyadı6=Laskar |ad6=J. |bibcode=1994A&A...282..663S}}</ref>

<ref name=Souami_Souchay_2012>{{Akademik dergi kaynağı
 |başlık=The solar system's invariable plane
 | soyadı1=Souami | ad1=D. | soyadı2=Souchay | ad2=J.
 |dergi=Astronomy & Astrophysics
 |cilt=543 |tanıtıcı=A133 |sayfalar=11|tarih=Temmuz 2012
 |doi=10.1051/0004-6361/201219011 |bibcode=2012A&A...543A.133S }}</ref>

<ref name="planet_years">{{Web kaynağı |url=http://cseligman.com/text/sky/rotationvsday.htm |başlık=Rotation Period and Day Length |soyadı=Seligman |ad=Courtney |erişimtarihi=13 Ağustos 2009 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20180929010908/http://cseligman.com/text/sky/rotationvsday.htm |arşivtarihi=29 Eylül 2018 |ölüurl=hayır }}</ref>

<ref name="SheppardMoons">{{Web kaynağı|başlık= Moons of Jupiter|url= https://sites.google.com/carnegiescience.edu/sheppard/moons/jupitermoons|ad= Scott S.|soyadı= Sheppard|iş= Earth & Planets Laboratory|yayıncı= Carnegie Institution for Science|erişimtarihi= 20 Aralık 2022|arşivurl= https://web.archive.org/web/20190424041910/https://sites.google.com/carnegiescience.edu/sheppard/moons/jupitermoons|arşivtarihi= 24 Nisan 2019|ölüurl= hayır}}</ref>

<ref name="Seidelmann Archinal A'hearn et al. 2007">{{Akademik dergi kaynağı |doi=10.1007/s10569-007-9072-y |soyadı1=Seidelmann |ad1=P. Kenneth |soyadı2=Archinal |ad2=Brent A. |soyadı3=A'Hearn |ad3=Michael F. |soyadı4=Conrad |ad4=Albert R. |soyadı5=Consolmagno |ad5=Guy J. |soyadı6=Hestroffer |ad6=Daniel |soyadı7=Hilton |ad7=James L. |soyadı8=Krasinsky |ad8=Georgij A. |soyadı9=Neumann |ad9=Gregory A.| soyadı10=Oberst | ad10=Jürgen |soyadı11=Stooke |ad11=Philip J. |soyadı12=Tedesco |ad12=Edward F. |soyadı13=Tholen |ad13=David J. |soyadı14=Thomas |ad14=Peter C. |soyadı15=Williams |ad15=Iwan P. |yıl=2007 |başlık=Report of the IAU/IAG Working Group on cartographic coordinates and rotational elements: 2006 |url=https://archive.org/details/sim_celestial-mechanics-and-dynamical-astronomy_2007_98_3/page/155 |dergi=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy |cilt=98 |sayı=3 |sayfalar=155-180|bibcode=2007CeMDA..98..155S }}</ref>

<ref name="PS15">{{Kitap kaynağı |soyadı2=Lissauer |ad2=Jack J. |soyadı1=de Pater |ad1=Imke |başlık=Planetary Sciences |tarih=2015 |url=https://books.google.com/books?id=stFpBgAAQBAJ&pg=PA250 |sayfa=250 |yayıncı=Cambridge University Press |yer=New York |isbn=978-0-521-85371-2 |basım=2. güncelleme|erişim-tarihi=20 Mayıs 2023 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20230717143725/https://books.google.com/books?id=stFpBgAAQBAJ&pg=PA250 |arşivtarihi=17 Temmuz 2023 |ölüurl=hayır }}</ref>

<ref name=ssd-constants>{{Web kaynağı |başlık=Astrodynamic Constants |yayıncı=JPL Solar System Dynamics |tarih=27 Şubat 2009 |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/?constants |erişimtarihi=8 Ağustos 2007 |arşivurl=https://web.archive.org/web/20190321205811/https://ssd.jpl.nasa.gov/?constants |arşivtarihi=21 Mart 2019 |ölüurl=hayır }}</ref>

<ref name="Ni2018">{{Akademik dergi kaynağı |soyadı=Ni|ad=D. |başlık=Empirical models of Jupiter's interior from Juno data |dergi=Astronomy & Astrophysics |cilt=613 |yıl=2018 |sayfa=A32 |doi=10.1051/0004-6361/201732183 |bibcode=2018A&A...613A..32N }}</ref>

<ref name="Li_et_al">{{Akademik dergi kaynağı
 |başlık=Less absorbed solar energy and more internal heat for Jupiter
 | soyadı1=Li | ad1=Liming | soyadı2=Jiang | ad2=X.
 | soyadı3=West | ad3=R. A. | soyadı4=Gierasch | ad4=P. J.
 | soyadı5=Perez-Hoyos | ad5=S. | soyadı6=Sanchez-Lavega | ad6=A.
 | soyadı7=Fletcher | ad7=L. N. | soyadı8=Fortney | ad8=J. J.
 | soyadı9=Knowles | ad9=B. | soyadı10=Porco | ad10=C. C.
 | soyadı11=Baines | ad11=K. H. | soyadı12=Fry | ad12=P. M.
 | soyadı13=Mallama | ad13=A. | soyadı14=Achterberg | ad14=R. K.
 | soyadı15=Simon | ad15=A. A. | soyadı16=Nixon | ad16=C. A.
 | soyadı17=Orton | ad17=G. S. | soyadı18=Dyudina | ad18=U. A.
 | soyadı19=Ewald | ad19=S. P. | soyadı20=Schmude | ad20=R. W.
 |dergi=Nature Communications
 |cilt=9 |sayı=1 |sayfa=3709 |yıl=2018
 |doi=10.1038/s41467-018-06107-2 | pmid=30213944
 | pmc=6137063 |bibcode=2018NatCo...9.3709L }}</ref>

<ref name="Mallama_et_al">{{Akademik dergi kaynağı |başlık=Comprehensive wide-band magnitudes and albedos for the planets, with applications to exo-planets and Planet Nine |dergi=Icarus |ad1=Anthony |soyadı1=Mallama |ad2=Bruce |soyadı2=Krobusek |ad3=Hristo |soyadı3=Pavlov |cilt=282 |sayfalar=19-33|yıl=2017 |doi=10.1016/j.icarus.2016.09.023 |bibcode=2017Icar..282...19M |arxiv=1609.05048 |s2cid=119307693 }}</ref>

<ref name="Mallama_and_Hilton">{{Akademik dergi kaynağı | soyadı1=Mallama | ad1=A. | soyadı2=Hilton | ad2=J. L. |başlık=Computing Apparent Planetary Magnitudes for The Astronomical Almanac |dergi=Astronomy and Computing |cilt=25 |sayfalar=10-24|yıl=2018 |doi=10.1016/j.ascom.2018.08.002 |bibcode=2018A&C....25...10M|arxiv=1808.01973 |s2cid=69912809 }}</ref>

<ref name="Bjoraker">{{Akademik dergi kaynağı |başlık=Jupiter's Deep Cloud Structure Revealed Using Keck Observations of Spectrally Resolved Line Shapes | soyadı1=Bjoraker | ad1=G. L. | soyadı2=Wong | ad2=M. H. | soyadı3=de Pater | ad3=I. | soyadı4=Ádámkovics | ad4=M. |dergi=The Astrophysical Journal |cilt=810 |sayı=2 |tanıtıcı=122 |sayfalar=10|tarih=Eylül 2015 |doi=10.1088/0004-637X/810/2/122 | arxiv=1508.04795 |bibcode=2015ApJ...810..122B | s2cid=55592285 }}</ref>
}}

{{Jüpiter}}
{{Jüpiter'in uyduları}}
{{Güneş sistemi}}
{{Otorite kontrolü}}

[[Kategori:Jüpiter| ]]
[[Kategori:Güneş Sistemi]]
[[Kategori:Antik çağlardan beri bilinen astronomik cisimler]]
[[Kategori:Gaz devi gezegenler]]