formacao inicial de um nucleo rochoso ou degelo, massivo ou suficiente para atrair gravitacionalmente o hidrogenio e o helio presentes na nebulosa protossolar. Assumindo que tenha existido, o nucleo pode ter diminuido em tamanho a medida que correntes de conveccao de hidrogenio metalico liquido levassem material do nucleo derretido para niveis mais altos do interior planetario. Um nucleo solido pode nao existir, ja que as medidas gravitacionais nao sao precisas o suficiente para negar esta possibilidade.[29] [33]A incerteza dos modelos depende da margem de erro dos parametros analisados: um dos coeficientes de rotacao (J6) usados para descrever a quantidade de movimento linear do planeta, do raio equatorial, e de sua temperatura em 1 bar de pressao. Espera-se que a sonda Juno, lancada em agosto de 2011, aumente a precisao destes parametros, possibilitando progresso na solucao deste problema.[34]A regiao do nucleo e circundada pelo manto, formado primariamente por hidrogenio metalicodenso, que estende-se ate 78% do raio do planeta.[30] Helio e neon precipitam-se atraves desta camada, em direcao ao nucleo, reduzindo a abundancia destes materiais na atmosfera exterior do planeta.[27] [35]Acima do manto localiza-se o interior transparente da atmosfera de hidrogenio liquido e hidrogenio gasoso, com a porcao gasosa estendendo-se da camada de nuvens visiveis ate uma profundidade de cerca de 1 000 km.[30] Acredita-se que nao ha uma fronteira clara entre essas camadas de diferentes densidades de hidrogenio; as condicoes variam lentamente do gas ate a camada solida a medida que se aprofunda.[36] [37] Esta transicao acontece sempre quando a temperatura e maior que a temperatura critica, que para o hidrogenio, e de apenas 33 K.[38]A temperatura e a pressao dentro de Jupiter aumentam com a profundidade. Na regiao de fase de transicao, no qual hidrogenio liquido aquecido alem do seu ponto critico torna-se metalico, acredita-se que a temperatura seja de 10 000 K, e a pressao, de 200 GPa. A temperatura na fronteira do nucleo e estimada em 36 000 K, e a pressao, de 3 mil a 4,5 mil GPa.[30]AtmosferaNuvensEsta animacao mostra o movimento de faixas atmosfericas, girando em torno da direcao oposta ao da rotacao do planeta. Nesta imagem, o exterior do planeta e mapeado usando uma projecao cilindrica.Jupiter e coberto por nuvens compostas por cristais de amonia e possivelmente hidrosulfeto de amonia. As nuvens estao localizadas na tropopausa, e estao organizadas em bandas de diferentes latitudes, conhecidas como regioes tropicais. Estas estao sub-divididas em "faixas" de cor clara, e "cinturoes" de cor escura. As interacoes destas diferentes bandas e seus respectivos padroes de circulacao atmosferica criam zonas nas quais tempestades eturbulencias atmosfericas ocorrem. Ventos de ate 100 m/s (360 km/h) sao comuns em tais regioes.[39] As zonas possuem comprimento, cor e intensidade variaveis com o passar do tempo, mas tem permanecido estaveis o suficiente para receberem termos de identidade da comunidade astronomica.[40]A camada de nuvens possui apenas 50 km de profundidade, e consiste em duas partes: uma camada grossa inferior e uma camada mais fina, menos visivel, superior. Ha a possibilidade que existam nuvens de agua sob a camada de amonia, que seriam a causa de raios detectados na