木星大气层

木星的大气层是太阳系内最大的行星大气层，主要由和太阳的比例大致相当的氢气和氦气构成，其他包括甲烷、氨、硫化氢和水等化学成分丰度极低。由于水被观测到的含量较少，因此通常被认为只存在于大气层深处。氧、氮、硫和惰性气体的丰度约为太阳的三倍。
木星的大气层缺乏明确的下边界，它的下层逐渐变化为行星内部的液体。大气层由低到高依次分为为对流层、平流层、增温层和散逸层，各层都有不同的温度梯度特征。位于最底部的对流层是一个由氨、硫氢化铵和水组成的复杂的云雾系统。位于可见的木星表面的高层氨云形成12个平行于赤道的纬向区域，并且被称为喷流的强纬向气流（风）所分隔，表现出大气层超旋转现象。这些纬向区域的颜色各不相同，较暗的区域称为带（belt），而较亮的区域称为区（zone）。区的温度比带低，其中多为上升气流，而带则以下降气流为主。通常认为区中较浅的颜色是由氨冰形成的，但还没有明确了解形成颜色较深的带的物质。这些带状结构和喷流的形成机理尚未被完全解释，不过目前存在几类模型，如浅水模型（）和深层模型（）。
木星的大气层表现为大量且广泛的大气活动，包括波段不稳定、涡旋（气旋和反气旋）、风暴和闪电。涡旋通常呈现为巨大的红色、白色或棕色的圆形或椭圆形斑点，最大的两个斑点是大红斑（GRS）和也呈红色的椭圆形BA。这两个和许多其他的大斑点都是反气旋。较小的反气旋往往表现为白色。涡旋是较为浅层的结构，深度不会超过数百公里。位于南半球的大红斑，是太阳系中已知最大的涡旋，它足以容纳两到三个地球，并且已经存在了至少300年。椭圆形BA在大红斑的南边，大小是大红斑的三分之一，是在2000年由3个白色的椭圆合并形成的。
木星上有威力强大、经常伴著闪电的风暴，是由大气中的潮湿对流以及水的蒸发与凝结带来的。在风暴中大气呈现剧烈的上升气流，从而形成明亮而稠密的云层。木星上的雷击强度是地球上的数百倍，而这一切可能与以水为主要成分的云有关。朱诺号最近的观测表明，木星的雷击发生在水云的高度（3-7巴）以上，其中，下落的液态氨水滴与冰粒之间的摩擦形成的电离可能会产生高空闪电。 之前在1巴以上260公里处的高度也观测到过中高层大气放电。
垂直构造.
参考了地球大气层的结构，随著高度的增加，木星的大气层被分为四个层次：对流层、平流层、增温层和散逸层。不同于地球的大气层，木星欠缺中气层。木星没有固体的表面，大气最底层的对流层，平稳的转换进入行星的流体内部。这是温度和压力在氢和氦的临界点之上造成的结果，意味著气体和液体的相位之间没有明确的界限存在。
由于大气层的底层界限无法确定，一般将压力为10巴之处，视为对流层的最低处，约位于压力为1巴之下约90公里处，温度大约是340K。在科学文献中，将大气压力为1巴之处做为高度为0的木星"表面" 。如同地球一样，大气层的最高处，外逸层的顶端，也没有明确的界限。密度梯度逐渐降低，直到平稳的转入星际物质之中，这大约是在“表面”上5000公里的高度。
木星大气层的垂直温度变化与地球大气层相似，对流层的温度随著高度降低，直到抵达对流层顶温度也到达最低值，对流层顶是对流层和平流层的交界处。在木星，对流层顶大约在可见的云层（或1大气压之处）之上50公里，该处的气压是0.1巴，温度110K。在平流层，当转折至增温层时温度已上升至约200K，高度大约是320公里，压力为1微巴。在增温层，温度继续上升，大约在1,000公里高处温度高达1000K，该处的压力大约为1纳巴。
木星的对流层有一个复杂的云系结构。可见的云层，位于气压在0.7–1.0巴，是氨冰构成的，在氨冰云之下，是硫化氢氨或硫化氨构成的云（压力介于1.5–3巴），还有水（3–7巴）也可能存在。因为温度太高，该处没有甲烷构成的云，水气构成的云是最密集的，并且对大气动力学有最强的影响。这是水相对于氨和氢化硫，比较之下有较高的凝结热和水的高丰度结果（氧气是比氮和硫更为丰富的化学元素）。雾层主要位于对流层（0.2巴）和平流层（10毫巴）之间的主云层之上，后者被认为是由浓缩的重多环芳香烃或联氨组成的，并是甲烷受到太阳紫外线辐射（UV）影响出现在同温层的上层。甲烷的丰度相对于氢分子大约是10−4，同时其它的碳氢化合物的丰度，像乙烷和以炔，相对于氢分子大约是10−6.。
木星的热成层位于压力低于1微巴之处，能展现气辉现象、极区的极光和X射线的辐射。在它的内部还有数层电子和离子数量增高的电离层。热成层内盛行的高温（800–1000K）迄今还未能完全解释；而现有模型预测的温度不会超过400K。它们也许是吸收了高能的太阳辐射（UV或X射线）造成的，通过陷入木星磁层的带电粒子加热，或是消耗引力波孳生的散逸。爱因斯坦卫星在1983年观测到热成层和外逸层在极区和低纬度辐射出X射线。来自磁层的高能粒子创造出环绕著极轴的明亮椭圆形极光。不同于地球的极光只出现在发生磁暴的时期，木星大气层中的极光是永久的点。热成层是在地球之外最早被发现有三氢正离子（H3+）的地方。这种离子在强烈的中红外线（波长在3和5μm之间）辐射下生成，并且是热成层致冷的主要机制。
化学成份.
木星大气层的成分整体上与行星相似，因为伽利略号的大气探测器在1995年12月7日曾深入木星的大气层内，因此是气体巨星中被了解得最多的。其他关于木星大气成份的资料来源还有红外线太空天文台（ISO）、伽利略和卡西尼轨道船，以及地基的天文台。
木星的大气中最主要的两种成分是氢分子（）和氦。氦气的丰度相对于氢分子的摩尔数是，而在质量上的分率是，略低于太阳系原始的比值。丰度较低的原因还没有完全的了解，但氢的比率稍高，可能是有些氦凝聚进入了木星的核心。大气层中也包含了几种简单的化合物，像是水、甲烷（CH4）、硫化氢（H2S）、氨（NH3）和磷化氢（PH3），它们在对流层深处（低于10巴）的丰度暗示在木星的大气有丰富的碳、氮、硫还可能有氧。与太阳的数值相比，比率为2–4倍；惰性气体氩、氪和氙的丰度看上去比太阳丰富（参见表），氖是缺乏的，其它的化合物，像是砷（AsH3）和甲锗烷（GeH4）的量仅是可以被检测出来。木星大气层的上部包含少量简单的碳氢化合物，例如乙烷、乙炔和联乙炔（丁二炔），这些都是甲烷受到来自太阳的紫外线照射和木星磁层的带电粒子影响产生的。当前存在于大气层上部的二氧化碳、一氧化碳和水则被认为是彗星撞击所带来的，像是SL-9。水不可能来自对流层，因为对流层顶的寒冷像一个冷凝管，有效的防止了水从对流层上升至平流层（参考上段的垂直构造）。
以地球和太空船探测为基础的测量导出了木星大气层内的。在2003年7月，被接受的同位素氘的量是，这大约就代表了太阳系诞生时的原恒星云中原始的数值。在木星大气层的氮同位素15N对14N的比率是2.3，在地球大气层是3.5。
区、带和喷流.
可见的木星表面被划分成与赤道平行的一定数量带状区域，它们有两种类型：色彩明亮的称为"区"（zones），相较之下较暗的称为"带"（belts）。宽阔的赤道区 (EZ)大约从南纬7°S至北纬7°N，在它的南方与北方分别是相对伸展至18°S的南赤道带（SEB）和伸展至18°N的北赤道带（NEB），再远一些的是南热带区（STrZ）和北热带区（NTrZ）。区和带的模式一直交替呈现到纬度大约50度的极区，从那儿开始在外观上变得无法区分类型，但是这种基本的区和带的结构很可能一直延生到极点，至少也发展到南北纬80度的地区。
区和带在外观上的差异是由其中的云彩对光线的透明度不同造成的。区的氨含量较高，导致冰冻的氨在云层的高处密集的出现，使他们呈现较明亮的色彩；另一方面，带中的云层较稀薄，高度也较低。区的对流层上层温度较低，而带的较温暖，木星云层区和带确实的化学组成物质还不是很清楚，但是它们应该包含有硫、磷、和碳等复杂的成分。
木星的带状结构由大气层中成带的气流（风），称为"喷流"，分隔著，向西（退行）的喷流出现在区转换成带的地方（离开赤道的方向），向东（顺行）的喷流标示出由带转换成区的地区。但赤道区是例外，它有著强烈的向东气流（顺行），并且在赤道的风速是该区域中的最低值。在木星上的喷流有很高的速度，可以达到并超过100m/s，这个速度是在氨的大气压力为0.7–1bar的云层中测量到的，顺行的喷流通常比逆行的喷流强劲。喷流的垂质结构尚不清楚，可能在云层上2至3标高即衰减；同时在云层之下，风轻微的增强并且至少以常数维持至22bar—伽利略探测器曾抵达的最深处。
木星带状结构的起源仍不是完全的清楚，最简单的解释是区是大气涌升流的场所，带是沉降流的场所。当富含氨的空气在区上升，它会膨胀并且变冷，形成高和厚实的云。但是在带中，空气下降并因绝热而变暖，使白色的氨云蒸发，露出较低和较暗的云。带的位置和宽度、喷流的位置和速度，在木星上都是非常稳定的，只有在1980至2000年间有很少的改变。变动的一个例子是位在23°N的北热带区和北温带带之间的东风喷流最强劲部分在速度有些微的减退，但是带的颜色和强度会随著时间不断的改变（见下文）。
特别的带.
划分木星大气层的每一条区和带都有自己专属的名称和独特的特征。它们起始于南北极之下的地区，延伸至大约40–48° N/S，这些浅蓝灰色的地区通常都很平淡。
由于周边昏暗、隐没透视和一般性的弥漫效应，北北温带（NNTB）通常都比极区显露出更多的细节，也就是说北北温带是能看清楚的最北边的区带，虽然有时它也会“消失”不见，但干扰倾向于是较小和短期的。北北温区（NNTZ）或许更加明显，但也是平静的，其它较小的区和带则经常可以看见。
北温带和其他低纬度的地区从地球上都很容易看见，因而有丰富的观测纪录。它也有与行星同方向的强烈顺行喷流—在南部的边界形成向西的气流，并做为与北温带（NTB）的分界。NTB曾经退色约十年（这是在航海家邂逅期间实际的情况），使得北温区（NTZ）看似合并至北热区（NTropZ）。在其它的时间，NTZ被一条狭窄的带划分成南北两个部分。
北热带区域是由北热带区（NTropZ）和北赤道带（NEB）组成的，NTropZ的颜色一般是稳定的，仅在与NTB南边串联的活跃喷流上有少量的变化。与NTZ相似，它有时也会被狭窄的带分成NTropB。在极少数的情况下，NTropZ的南侧会出现活跃的"小红斑"。如同名称所建议的，这是在北半球与大红斑对比的。但与大红斑不同的是，它们倾向于成对发生并且生命期不长，平均仅持续约一年；当先锋10号飞掠过时曾经出现过。
北赤道带（NEB）是木星上最活跃的一块区域，它的特征是有反气旋的白色椭圆型和气旋的彩船（就是所知的"棕色椭圆"），而前者形成的位置通常较后者偏北；如同在NTropZ，这些特征大多数的生命期都不长。也像南赤道带（SEB）一样，NEB有时会戏剧性的变淡和回复，这种变化的时间尺度大约是25年。
赤道区（EZ）是木星在纬度上和活动上都比较稳定的区域之一。EZ的北缘有来自NEB拖曳向西南方的壮观卷流，它们有黑暗的边缘，温暖的（红外线）特点，并以色彩著称（热点）。虽然EZ的南部边界是很平静的，但是自19世纪至20世纪初的观测显示，相对于今天，这种型态已经被扭转了。EZ在色彩上有了可观的变化，从苍白的土黄色，甚至到铜质的色调，偶尔还会被赤道带（EB）分割开来，相对于其它的纬度，EZ的移动速度大约是390km/h。
南热带的区域包括南赤道带（SEB）和南热带区（STZ），它显然是木星上最活跃的区域，因为它是最强的逆行喷流的家。SEB是木星上最宽阔和最暗淡的环带，它有时会分裂出南赤道带区（SEBZ），并且在回复的周期中整个会变暗。SEB的另一个特征是跟随著大红斑的一长串列气旋扰动。相似于NTropZ，STropZ是木星上最突出的一个区域，不仅是因为它包含了大红斑，偶尔还被南热带干扰撕裂，这个分裂的区域可以有很长的生命期，最著名的一次是从1901年至1939年。
南温带的区域，或是南温带（STB），也是一个黑暗和明显的带，更甚于NTB；直到2000年3月，此处最著名的特征是长期存在的白色长圆形BC、DE、和FA，之后它们合并成长圆形BA（小红斑）。这个长圆形实际上是南温带区（STZ）的一部分，但它延伸并且有部分侵入至南温带带（STB）。STB有时会变得暗淡，明显的与大红斑和白色长圆形之间复杂的交互作用有所关联。南温带区（STZ）—白色长圆形的起源地—的外观会有极大的改变。
在木星上还有一些特征是暂时的，或是从地球上难以观测到的。南南温带地区比NNTR更难以分辨；它的细节是微弱的，只能透过大望远镜或太空船去研究。许多的区和带在短时间的变化，在本质上并不是都能被观测到。这包括赤道带（EB）、北赤道带区（NEBZ，在带中的白色区）、南赤道带区（SEBZ）。带也可能突然的受到干扰而分裂，当干扰造成一个带或区分裂时，会加上N或S来区分是发生在该区的南方或北方，例如NEB(N)和NEB(S) 。
动力学.
木星的大气环流很明显的与地球大气层不同。木星内部是流体并且缺乏固体的表面，因此，对流可以发生在木星外面的分子壳层中。迄2008年，有关木星大气层的完整理论尚未发展出来，而无论那一种理论都必须解释下列的事实：存在的狭窄稳定带和喷射气流对称于木星的赤道、在赤道观察到强烈的顺行喷射气流、区和带的不同、还有像大红斑这种巨大旋涡的起源。