rlenmesine 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 dalgaboyundaki 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 km/saat hıza ulaşan rüzgârlar nedeniyle doğuya doğru hareket etmelerinden kaynaklandığı dikkati çeker.

Yakın bir tarihe kadar Güneş Sistemi'nde halkaları olduğu bilinen tek gezegen Satürn idi. 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.

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 ve Adrastea 'Ana halka'nın, Amalthea ve 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 (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 gezegenlerarası toz olabilir.

Jüpiter Güneş Sistemi içinde en güçlü manyetik alana sahip gezegendir. Yer ile karşılaştırıldığında 19.000 kat daha güçlü olduğu görülen bu alan, ekseni Jüpiter'in dönme eksenine 11° açı yapan ve gezegenin merkezine 8.000 km uzaktan geçen, kutupları ters yerleşmiş olan bir çift kutupludur. 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 alanın 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 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 plazmanın ısısı 300-400 milyon Kelvin olarak ölçülmüştür. Bu, Güneş'in merkezi de dahil 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 ışıklarının ortaya çıkmasına neden olurlar.

Jüpiter'in birçok uydusu manyetosferin içinde kalan yörüngelere sahiptir. Büyük uydulardan gezegene en yakın olan 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 gigawatt 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 67 doğal uydusu bilinmektedir. Galileo Galilei 1610 yılında kendi yaptığı basit teleskopla Jüpiter'in en büyük dört uydusu İo, Europa, Ganymede, ve 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 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.


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.

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.

Güneş çevresinde kutupsal bir yörüngeye oturtulmak üzere 1990 yılında fırlatılan Ulysses uzay aracı, bu yörüngenin gerektirdiği ivmeyi kazanması amacıyla Jüpiter'in yakınından geçerek gezegenin çekim gücünden yaralanabileceği bir yol izledi. 8 Şubat 1992'de Jüpiter'in 450.000 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.

1989 yılında fırlatılan Galileo uzay aracı, bir yörünge aracı ve bir atmosferik sonda olmak üzere iki ayrı birimden oluşmakta idi.

Satürn ve sisteminin araştırılması amacıyla 1997 yılında fırlatılan