Beregninger viser at en planet ikke kan bli særlig større i utstrekning enn Jupiter selv om massen økte betydelig. Den ville bare bli tettere og varmere. Hvis massen ble større enn ca. 80 ganger Jupiters nåværende masse, så ville trykket og temperaturen i kjernen bli stort nok til å starte kjernereaksjonene som omformer hydrogen til helium. Da ville objektet bli en stjerne, og størrelsen ville økt voldsomt på grunn av strålingen som må vekk fra kjernen.

Observasjoner viser at Jupiter sender ut mer energi enn den mottar fra Sola. Dette kommer av at Jupiter fortsatt trekker seg sakte sammen. Masse faller altså totalt sett sakte innover i dens tyngdefelt, selv om det lokalt forekommer sterke oppadgående bevegelser i planeten. Og når masse faller i et tyngdefelt, så frigis energi akkurat som når vi slipper en stein f.eks. fra en meters høyde. At det frigis energi kjenner vi dersom steinen treffer f.eks. foten vår.

Jupiter er en gassplanet. Omtrent 75% av dens vekt er hydrogen, mens de resterende 25% er nesten bare helium. Av andre stoffer er metan, ammoniakk, vann og ’stein’ viktigst. Trykket og temperaturen er så høy innover i planeten at betydelige deler av hydrogenet foreligger som metallisk hydrogen hvor atomkjernen (protonet) og elektronet er skilt fra hverandre. Dette finner vi kun i svært store planeter og i stjerner. Det metalliske hydrogenet (ionisert hydrogen) leder elektrisk strøm, og er årsaken til at Jupiter har et svært sterkt magnetfelt som strekker seg helt til utenfor Saturns bane. Solvinden gjør at magnetfeltet imidlertid strekker seg bare noen få millioner km innover i Solsystemet.

Jupiter har ingen skarpt avgrenset overflate slik som overflaten på en steinplanet som Jorda. I stedet blir bare gassen gradvis tettere og tettere innover mot en liten fast kjerne som trolig veier like mye som 10-15 jordkloder.

Fra Jorda ser vi kun de ytterste lagene av Jupiter. Disse øvre skylagene inneholder lite oksygen men betydelige mengder svovel. Svovelforbindelser er kjent for å danne ulike kjemiske forbindelser ved ulike temperaturer, og mange av disse har ganske sterke farger. Temperaturen i de forskjellige skylagene, og hvor langt ned i disse lagene vi ser, bestemmer altså hvilken farge vi ser i akkurat det området. De blå områdene er steder hvor vi ser dypest ned i skylagene. Deretter kommer brune områder, og litt lengre opp dominerer hvitt, mens de røde områdene er de høyeste skytoppene. Vindhastigheten kan komme helt opp i 600 km/time i disse skylagene. Strømningen er ganske turbulent, noe som tyder på at strømningene drives av varme innenfra, og ikke av solvarme, som på Jorden.

I en liten kikkert ser vi at Jupiter er dekket av mørke og lyse bånd. Disse strekker seg parallelt med Jupiters ekvator. De lyse båndene kalles soner, mens de mørke kalles belter. Det er et bredt belte på hver side av ekvator. Utenfor disse er det flere smalere belter.

Med litt større kikkerter oppdager vi at beltene og sonene ikke er jevne, men i stedet fulle av kompliserte strukturer og flekker som kan være både lyse og mørke. Dette er et resultat av at vindretningen er motsatt i tilstøtende bånd. Det blir derfor store vekselvirkninger på grensene mellom båndene hvor det oppstår store virvelstrømninger og andre ’forstyrrelser’ som vist på bildet til venstre. De fleste av disse endrer seg ganske mye over tid, mens noen vedvarer i mange uker, måneder eller endog mange år. Den såkalte røde flekken (bildet til venstre), som har vært observert sammenhengende i over 300 år, er det mest seiglivede av disse områdene. Dette er en enorm virvelstorm høyt oppe i atmosfæren. Flekken måler ca. 25 000 km langs ekvatorretningen og ca. 12 000 km på tvers av dette. Størrelsen tilsvarer altså to jordkloder lagt ved siden av hverandre. Det er fremdeles et mysterium hvordan en slik ’skypumpe’ kan overleve i flere hundre år. Flere teorier er fremsatt, men man vet ikke hvilken av dem – om noen – som eventuelt er korrekt.

Io bruker kun 1.77 døgn på en runde rundt Jupiter. Den har altså flyttet seg til motsatt side av Jupiter fra en kveld til neste. Vi ser derfor betydelig bevegelse bare i løpet av noen timer (jfr. figuren til høyre som er laget med SkyMap Pro 6), spesielt dersom to måner passerer nær hverandre i hver sin retning sett fra Jorda. Europa og Ganymedes bruker så å si akkurat dobbelt og fire ganger så lang tid på sine omløp som det Io gjør. Eksakte verdier til tredje siffer etter komma er 2.007 og 4.044. Dette er et resultat av vekselvirkningen mellom månenes tyngdefelt, og det kalles resonans. Callisto har ikke rukket å komme i veldig god resonans med de andre tre månene ennå, men den vil gjøre det til slutt. Da vil den ha en omløpstid som er så å si lik 8 ganger omløpstiden til Io. Pr. i dag er Callistos omløpstid 16.69 døgn, hvilket tilsvarer 9.433 ganger Ios omløpstid.

Alle de 35 andre månene til Jupiter er mindre enn ca. 100 km i radius. Hele 24 av dem er faktisk mindre enn 5 km i radius. Dette er trolig asteroider som er fanget inn i Jupiters enorme tyngdefelt. Vi kan forresten takke Jupiters tyngdefelt for at det er liv på Jorda nå. Jupiter har nemlig, gjennom sitt enorme tyngdefelt, fungert som en enorm støvsuger i Solsystemet. Opp gjennom tidene har utallige asteroider og kometer blitt trukket inn mot Jupiter og kollidert med den, eller de er blitt ’gjetet’ inn i stabile baner mellom f.eks. Jupiter og Mars. Uten dette ville kanskje Jorda ha blitt truffet så ofte av objekter med størrelse som kan ødelegge mesteparten av livet på Jorda at mennesket neppe kunne ha utviklet seg. Så sent som i 1994 kolliderte komet Shoemaker-Levy 9 med Jupiter.

Månene til Jupiter er svært spennende. Io har enorme aktive vulkaner som vist på bildene ovenfor. Bildet til venstre er tatt fra romsonden Voyager 1 i 1979 og det til høyre av romsonden Galileo i 1996. Legg merke til forskjellen i kvalitet på bildene, og at spesielt den store vulkanen øverst har endret seg mye). Europa er derimot dekket av frosset vann. Man har mistanke om at det er flytende vann under isskorpen, og at det til og med kan finnes enkle former for liv der.

Det virker ved første øyekast merkelig at månene til Jupiter fremdeles kan være vulkansk aktive flere milliarder år etter dannelsen eller ennå inneholde vann som ikke er frosset fem ganger så langt unna Sola som oss. Energien fra Jupiters enorme magnetfelt påstås å være en av årsakene. En annen er energien fra tidevannskrefter fra Jupiter og de andre store månene. Disse er så store at de delene av Ios overflate som vender mot Jupiter trekkes ca. 100 meter mot Jupiter i forhold til hva den ville vært om Jupiter ikke var der. Mekanismen er den samme som gir flo og fjære på Jorda, men bare ufattelig mye sterkere. Disse tidevannskreftene ’pumper’ energi inn i Io og varmer den kraftig opp. De to effektene gjør til sammen at Ios indre fremdeles er flytende og at den vulkanske aktiviteten er svært stor. De andre Galileiske månene varmes opp på samme måte, men i mindre grad siden de er lengre unna Jupiter.

Vulkanutbruddene på Io kan også være viktige for den tynne ringen som finnes rundt Jupiter. Denne ble oppdaget, til alles store overraskelse, da en gruppe forskere mente at det var bryet verdt å lete etter en ring med romsonden Voyager 1. De mente at de like godt kunne ta noen ekstra bilder idet romsonden passerte ekvatorialplanet til Jupiter siden den allikevel hadde reist 1 milliard km når den passerte Jupiter. Og jammen fant de et sett svake ringer. Disse ringene ville løst seg opp ganske raskt på grunn av atmosfæriske og magnetiske krefter om det ikke fantes noe som kunne forsyne den med ny masse. Vulkanutbruddene på Io kan være en av kildene til fornyelse av ringene. Galileo romsonden har ellers funnet klare indikasjoner på at ringene også kontinuerlig etterfylles med støv som dannes ved svært energirike mikrometeoritt-nedslag på de fire innerste månene. Ringene er for øvrig synlige fra Jorda med store infrarøde teleskoper (litt rødere lys enn det øyet kan se, også kalt varmestråling).

Jupiter er vanligvis det fjerde sterkeste objektet på himmelen etter Sola, Månen og Venus. Mars kan av og til være klarere enn Jupiter. Den maksimale lysstyrken er ca. -2.5 mag. ved opposisjon, mens den er svakest med -1.7 mag. ved konjunksjon (samstilling med Sola), da den står bakenfor Sola.

Med små kikkerter kan du se de to sterkeste, brede beltene; et på hver side av ekvator. De ser da ut som relativt jevne og skarpt avgrensede mørke bånd. Med kikkerter fra 6 tommer og oppover begynner du å se at beltene har lyse og mørke strukturer i seg, og at de er ujevne langs grensen mot de hvite sonene. Du ser da både mørke og lyse ovale flekker i bånd og soner dersom forholdene er gode. Den røde flekken er en av disse. Ofte kan den se mer gul ut enn rød.

Når du ser strukturer i beltene, kan du også forvisse deg om at Jupiter roterer raskt. Siden rotasjonstiden er kun 9.84 timer, så har jo en flekk som opprinnelig var midt på planetskiven flyttet seg helt ut til randen i løpet av 2.5 timer. I samme tidsrom vil du se at de fire Galileiske månene har flyttet seg merkbart i forhold til hverandre.

Med et 6 tommers teleskop vil du også se skyggen av de Galileiske månene som små svarte sirkelskiver på Jupiteroverflaten når de passerer mellom Jupiter og Sola som vist på dette bildet hvor Io og dens skygge mot Jupiterskiven er synlig. Ved opposisjon vil dette skje når Jupitermånen er omtrent på linje mellom oss og Jupiter fordi Sola da står rett bak oss på den samme linjen. Skyggen er da nesten rett bak månen. Tre måneder før eller etter opposisjon vil imidlertid sollyset kommer inn skrått i forhold til Jord-Jupiter retningen. Da vil du kunne se månen tett inntil Jupiter på den ene siden av planeten, mens skyggen av den samme månen vises på Jupiter. På samme måte vil månene kunne ’forsvinne’ i skyggen fra Jupiter før de når kanten av planetskiven når de passerer bak planeten fra høyre i månedene før opposisjon. Dette kommer av at skyggen fra Jupiter da peker bakover og til høyre for Jupiter. I månedene etter opposisjon vil månene plutselig dukke opp et stykke unna Jupiter på dens venstre side etter å ha passert bak planeten fordi sollyset da kommer inn fra høyre. Disse effektene er lettest å se for Callisto som er lengst unna Jupiter.

På figuren beveger månen seg oppover i banen. Den kommer da inn i skyggen av Jupiter før den kommer inn til planetskiven representert ved synslinjen fra Jorda til overflaten av Jupiter. Slik er situasjonen noen måneder før opposisjon. Ved opposisjon faller retningen mot Jorda sammen med retningen på solstrålene, og etterpå er retningen mot Jorda oppover mot venstre.

Ut fra hvor månene forsvinner eller dukker opp, eller posisjonene til skyggene fra månene på Jupiteroverflaten i forhold til månene selv, kan man beregne vinkelen til Sola i forhold til Jord-Jupiter retningen når man kjenner månens avstand fra Jupiter. Og den avstanden kan man måle direkte ved å tegne inn månenes posisjoner i forhold til Jupiter over en lengre periode. Disse posisjonene kan også brukes til å beregne omløpstidene til de ulike månene (jfr. observasjonsprosjektet TAF satte i gang i vinter), men man må da huske på at Jorda og Jupiter flytter seg i forhold til hverandre fra uke til uke. Matematikken for å kompensere for dette er ikke spesielt vanskelig. Dette kommer vi trolig tilbake til i et senere nummer av Corona.

Det nevnes også at lyshastigheten ble bestemt allerede i 1655 av dansken Ole Rømer ved hjelp av Jupitermånene. Man observerte da tidspunktene for når månene forsvant bak Jupiter, når de gikk inn og ut av Jupiterskyggen og når skyggene av månene traff Jupiterskiven. Man oppdaget da at disse hendelsene kom gradvis mer forsinket etter hvert som avstanden til Jupiter ble større; avstanden er jo omtrent 4.2 A.E ved opposisjon og 5.3 A.E (165 millioner km større) tre måneder før og etter opposisjon. Da var hendelsene ca. 9 minutter og 10 sekunder = 550 sekunder forsinket i forhold til hva de var ved opposisjon, og lyshastigheten måtte derfor være 165 000 000 km / 550 sekunder = 300 000 km/sekund.

En rekke ulike fargefiltre fungerer meget bra for å fremheve ulike fenomener i Jupiters atmosfære når vi ser den i et teleskop. På http://sciastro.net/portia/advice/filters.htm fremheves blå eller lysblå filtre som de beste for å se detaljer på Jupiter og Saturn. Et blått filter påstås å fremheve kontraster spesielt i overgangene mellom belter og soner på Jupiter samt detaljer i den røde flekken. Det egner seg også godt for vår egen måne. Et lyseblått filter påstås å fremheve strukturer i skylagene med lav kontrast. Det fungerer visstnok godt også på Mars, Saturn, Månen, og av alle ting, for å fremheve detaljer i lyssterke spiralgalakser som M51.

Andre fargefiltre fremhever ulike typer detaljer på Jupiter. Orange filtre brukes ofte for å fremheve den røde flekken. Røde filtre, spesielt dypt røde, fremhever kontrasten mellom belter og soner, men disse stjeler så mye lys (75-80%) at de ikke egner seg for teleskop med mindre åpning enn ca. 15-20 cm. De røde filtrene er forresten velegnet for observasjon av Venus både fordi de reduserer lysstyrken, men også fordi de fremhever detaljer i atmosfæren. De er visstnok også svært effektive for observasjon av Merkur og Venus på dagtid fordi de blokkerer ut lyset fra den blå atmosfæren. Dermed økes kontrasten mellom planeten og himmelen.

Hovedkilde for faktaopplysninger om Jupiter: De Ni Planetene ( http://www.astro.uio.no/ita/DNP/ )