Jupiter je největší a nejhmotnější planeta naší Sluneční soustavy, v pořadí pátá od Slunce. Jedná se o typického plynného obra, který je tvořen převážně vodíkem a heliem, tedy prvky, z nichž se skládá i samotné Slunce [1]. Pro své dominantní postavení na obloze byl již starověkými římskými pozorovateli pojmenován po vládci bohů, Jupiterovi (v řecké mytologii Zeus).

Svou velikostí a hmotností zcela dominuje planetárnímu systému: jeho hmotnost je přibližně 318krát větší než hmotnost Země a 2,5krát převyšuje součet hmotností všech ostatních planet Sluneční soustavy dohromady [2]. Kdyby byl Jupiter dutý, vešlo by se do něj více než 1 300 těles o velikosti naší Země.

Jupiter je obří zploštělý sféroid. V důsledku velmi rychlé rotace kolem své osy – jedné z nejrychlejších v celé Sluneční soustavě – je rovníkový průměr planety (142 984 km) znatelně větší než polární průměr (133 708 km). Rozdíl činí více než 9 000 km, což představuje zploštění přibližně 6,5 % [3].

Pro představu o měřítku: kdybychom položili jedenáct planet o velikosti naší Země těsně vedle sebe, jejich řada by pokryla právě rovníkový průměr Jupiteru. Celkový povrch planety je více než 120krát větší než povrch Země. Veškeré exaktní číselné hodnoty oběžné dráhy, hmotnosti, únikové rychlosti a gravitačního zrychlení naleznete přehledně uspořádány v pravém technickém panelu infoboxu.

Ačkoliv je Jupiter gigantický, jeho průměrná hustota činí pouze $1{,}33 \text{ g/cm}^3$, což je jen o málo více než hustota tekuté vody ($1{,}00 \text{ g/cm}^3$). Tato nízká hustota je přímým důsledkem plynného a tekutého složení planety [4].

Podle moderních astrofyzikálních modelů (mlhovinová teorie) vznikl Jupiter před přibližně 4,56 miliardami let jako první planeta Sluneční soustavy. V raném protoplanetárním disku se nacházel za tzv. sněžnou čárou – hranicí, kde byla teplota dostatečně nízká na to, aby mohly zkondenzovat ledy vody, methanu a amoniaku.

Díky hojnosti pevného ledového materiálu se rychle zformovalo masivní kamenné a ledové zárodečné jádro o hmotnosti zhruba 10 až 20 hmotností Země [5]. Jakmile toto jádro dosáhlo kritické hmotnosti, jeho silná gravitace spustila rychlé a nekontrolované gravitační nasávání okolního plynného vodíku a helia z mateřské mlhoviny.

Počítačové simulace naznačují, že Jupiter krátce po svém zformování migroval směrem dovnitř Sluneční soustavy (do vzdálenosti zhruba 1,5 AU od Slunce, kde dnes obíhá Mars). Během této migrace gravitačně rozmetal protoplanetární materiál ve vnitřních oblastech – proto je planeta Mars tak malá a v pásu asteroidů se nevytvořila žádná další velká planeta [6].

Následně se však do orbitální rezonance s Jupiterem dostal další rostoucí obr, Saturn. Vzájemné gravitační působení obou plynných obrů způsobilo změnu směru migrace a oba giganti se posunuli zpět na své dnešní vnější oběžné dráhy.

Pokud by kosmická loď vstoupila do Jupiterovy atmosféry, nikdy by nenarazila na pevnou půdu. Na rozdíl od Země nebo Marsu nemá Jupiter jasně definovanou hranici mezi atmosférou a pevným povrchem.

1. Horní vrstvy (vrstva mraků): Vnější atmosféra začíná lehkými, průzračnými vrstvami plynného vodíku a helia. Sestupující sonda by prolétla nejvyšší vrstvou cirrových mraků z krystalického amoniaku při teplotě kolem $-140 \text{ °C}$ a tlaku srovnatelném s pozemským povrchem (kolem 1 baru).
2. Přechodová zóna: O několik stovek kilometrů hlouběji teplota prudce stoupá vlivem komprese plynu. Mraky ze sloučenin síry a amoniaku střídá hustá vrstva vodní páry. Tlak zde dosahuje desítek atmosfér a hustota plynu se neustále zvyšuje.
3. Superkritický oceán: V hloubce kolem 1 000 až 7 000 kilometrů se plyn mění v tzv. superkritickou tekutinu – stav hmoty, kde se stírá rozdíl mezi kapalinou a plynem. Atmosféra zde plynule přechází v horký, hustý tekutý oceán vodíku o teplotách tisíců stupňů Celsia [7].
4. Rozdrcení tlakem: Žádná současná ani budoucí kosmická sonda nemůže tímto prostředím proniknout. V roce 1995 vstoupilo do atmosféry pouzdro sondy Galileo. Úspěšně odesílalo vědecká data po dobu 58 minut, než bylo v hloubce zhruba 150 km zničeno drtivým tlakem (23 atmosfér) a teplotou přesahující 150 °C.

Při pohledu dalekohledem je Jupiter okamžitě rozpoznatelný svým pruhovaným diskem. Tyto pruhy probíhají rovnoběžně s rovníkem a dělí se na dva typy:

• Světlé zóny (Zones): Chladnější oblasti stoupajícího plynu bohatého na krystalky bílého amoniaku. Vyskytují se ve vyšších vrstvách atmosféry a odrážejí více slunečního světla.
• Tmavé pásy (Belts): Teplejší oblasti klesajícího plynu, kde se amoniaková oblačnost ztenčuje a odhaluje hlubší vrstvy atmosféry. Mají červenohnědé, oranžové a okrové odstíny.

Zbarvení pásů způsobují složité organické a anorganické molekuly, zejména sloučeniny fosforu, síry a uhlovodíků (označované jako chromofory), které jsou vystaveny intenzivnímu slunečnímu ultrafialovému záření [8].

Na rozhraní mezi pásy a zónami vanou mohutné tryskové proudy (jet streams). Rychlosti větrů v těchto proudech běžně dosahují 360 až 600 km/h. Vzhledem k tomu, že Jupiter nemá žádný pevný povrch, který by proudění zpomaloval třením, jsou tyto vzdušné proudy stabilní a přetrvávají po celá desetiletí až staletí.

Nejslavnějším atmosférickým útvarem v celé Sluneční soustavě je Velká rudá skvrna (Great Red Spot). Jedná se o gigantickou anticyklónu – obrovský vysokotlaký bouřkový vír ležící na jižní polokouli Jupiteru (kolem 22° jižní šířky).

• Rozměry: V současnosti má oválný tvar o délce přibližně 16 000 km, což znamená, že by se do ní pohodlně vešla celá planeta Země (průměr 12 742 km). V 19. století však dosahovala délky až 40 000 km.
• Rotace: Bouře se otáčí proti směru hodinových ručiček s periodou přibližně 6 pozemských dní. Větry na jejím vnějším okraji překračují rychlost 430 až 680 km/h [9].
• Dlouhověkost: Jde o nejstarší známou bouři – kontinuálně je sledována od roku 1831, a pravděpodobně ji pozoroval již Giovanni Cassini v roce 1665. Přežívá díky tomu, že je uvězněna mezi dvěma opačně proudícími tryskovými proudy, které do ní neustále dodávají energii.
• Hloubka bouře: Data z gravitačních měření sondy NASA Juno v roce 2021 odhalila, že Velká rudá skvrna není pouhým mělkým povrchovým vírem, ale její kořeny sahají do hloubky 300 až 500 kilometrů pod viditelnou vrstvu mraků [10].

Kromě Velké rudé skvrny objevila sonda Juno na obou pólech planety fascinující geometrické sestavy stabilních cyklónů: na severním pólu obklopuje centrální cyklónu osm dalších vírů v pravidelném osmiúhelníku, zatímco na jižním pólu je centrální bouře obklopena pěti obřími cyklónami.

S rostoucí hloubkou v nitru Jupiteru narůstá tlak na miliony atmosfér a teplota na tisíce stupňů. Za těchto podmínek dochází k exotickému fyzikálnímu jevu:

1. Vrstva tekutého molekulárního vodíku: Sahá do hloubky přibližně 15 000 km (cca 0,8 poloměru planety).
2. Oceán tekutého kovového vodíku: V hloubce přesahující zhruba 15 000 km tlak překročí hranici 100 až 200 GPa (1 až 2 miliony atmosfér). Při tomto tlaku jsou elektrony vytlačeny ze svých atomových obalů a mohou se volně pohybovat. Vodík se začne chovat jako tekutý roztavený kov – stává se vysoce elektricky a tepelně vodivým [11].
3. Rozptýlené jádro (Dilute Core): V samém centru planety se nachází jádro o teplotě kolem 20 000 až 25 000 °C a tlaku přes 4 000 GPa. Měření sondy Juno ukázala, že toto jádro není kompaktní kamennou koulí, ale je „rozptýlené“ – těžké prvky (křemík, železo, ledy) jsou promíchány s kovovým vodíkem a sahají až do třetiny poloměru planety. Hmotnost tohoto jádra se odhaduje na 10 až 25 hmotností Země [12].

Fascinující vlastností Jupiteru je, že vyzařuje přibližně o 60 % více tepla, než kolik ho přijímá ze slunečního záření. Tento přebytek energie pochází z gravitačního smršťování planety (Kelvinův–Helmholtzův mechanismus) a z tzv. heliového deště – kapky těžšího helia se oddělují od kovového vodíku a klesají hlouběji k jádru, čímž uvolňují gravitační potenciální energii ve formě tepla [13].

Jupiter má nejmohutnější a nejrozsáhlejší planetární magnetické pole v celé Sluneční soustavě. Jeho magnetický dipólový moment je zhruba 20 000krát silnější než magnetické pole Země.

• Původ pole: Magnetické pole vzniká dynamovým efektem v rychle rotujícím oceánu tekutého kovového vodíku.
• Rozsah magnetosféry: Magnetosféra Jupiteru je obrovská. Směrem ke Slunci sahá do vzdálenosti 5 až 7 milionů kilometrů, zatímco na noční straně je slunečním větrem vytažena do ohromného magnetického chvostu, který sahá až za oběžnou dráhu Saturnu (přes 700 milionů kilometrů). Kdyby byla magnetosféra Jupiteru viditelná pouhým okem ze Země, jevila by se na naší noční obloze větší než měsíční úplněk!
• Polární záře: Na pólech planety nepřetržitě planou gigantické polární záře, tisíckrát energetičtější než na Zemi. Zvláštností je, že jsou trvale napájeny nejen slunečním větrem, ale především ionty síry a kyslíku vyvrhovanými sopkami na měsíci Io. V polárních zářích lze zřetelně pozorovat jasné svítící stopy spojené magnetickými siločarami přímo s měsíci Io, Europa a Ganymed [14].

Ačkoliv jsou prstence Saturnu mnohem známější, i Jupiter disponuje vlastním systémem prstenců. Jsou velmi tmavé (albedo pouhých 0,05), tenké a převážně prachové, proto byly objeveny až v roce 1979 sondou Voyager 1.

Prstencový systém se skládá ze čtyř hlavních složek:

1. Halo: Vnitřní tlusté toroidní mračno jemných prachových částic sahající téměř k atmosféře planety.
2. Hlavní prstenec: Plochý, přibližně 6 500 km široký a pouhých několik desítek kilometrů tlustý prstenec.
3. Gossamerový prstenec Amalthea: Velmi slabý vnější prstenec tvořený prachem z mikrometeoritických dopadů na měsíc Amalthea.
4. Gossamerový prstenec Thebe: Nejvzdálenější slabý prstenec spojený s měsícem Thebe.

Na rozdíl od Saturnových prstenců, které jsou tvořeny téměř čistým vodním ledem, jsou prstence Jupiteru tvořeny drobnými zrnky křemičitanového a uhlíkatého prachu [15].

Kolem Jupiteru obíhá rozsáhlý miniaturní „planetární systém“. K dnešnímu dni astronomové potvrdili existenci 95 měsíců.

Zdaleka nejvýznamnější jsou čtyři obří tělesa, která v lednu 1610 objevil italský astronom Galileo Galilei. Tyto Galileovy měsíce by samy o sobě byly považovány za plnohodnotné planety, kdyby obíhaly samostatně kolem Slunce:

Měsíc Io je geologické peklo. Nachází se na něm více než 400 aktivních sopek, které nepřetržitě chrlí roztavenou síru a křemičitanová lávová pole do výšky stovek kilometrů. Zdrojem této neuvěřitelné sopečné aktivity je silný slapový ohřev: Io obíhá blízko Jupiteru a je neustále gravitací planety a sousedních měsíců gravitačně stlačován a hněten [16].

Europa je pokryta zářivě bílým, hladkým ledovým krunýřem protkaným tisíci červenohnědými prasklinami (lineae). Měření sond Galileo a Juno prokázala, že pod 15 až 25 km tlustou ledovou krustou se nachází globální kapalný oceán slané vody o hloubce až 100 kilometrů. Tento oceán obsahuje odhadem dvakrát více tekuté vody než všechny oceány na Zemi dohromady. Jelikož je v přímém kontaktu s teplým skalnatým mořským dnem, je Europa považována za nejnadějnější místo ve Sluneční soustavě pro hledání mimozemského mikrobiálního života [17].

Ganymed je největším měsícem ve Sluneční soustavě. S průměrem 5 268 km je větší než planeta Merkur i trpasličí planeta Pluto. Je to jediný známý měsíc, který si generuje své vlastní dipólové magnetické pole. Podobně jako Europa ukrývá hluboko pod povrchem slaný vodní oceán uvězněný mezi vrstvami vysokotlakého ledu.

Nejvzdálenější z Galileových měsíců. Jeho povrch je nejhustěji pokryt krátery ze všech těles ve Sluneční soustavě a za poslední 4 miliardy let prošel minimálními geologickými změnami. Nejvýraznějším útvarem je obrovská soustředná impaktní pánev Valhalla o průměru téměř 4 000 km.

Díky své obrovské gravitaci funguje Jupiter jako gravitační vysavač a křižovatka Sluneční soustavy. Přitahuje k sobě komety a planetky z Oortova oblaku a Kuiperova pásu. Mnohé z nich buď pohltí, nebo gravitačním prakem vymrští zcela mimo Sluneční soustavu, čímž významně snižuje frekvenci dopadů ničivých těles na Zemi.

V červenci 1994 se astronomové po celém světě stali svědky bezprecedentní události: do atmosféry Jupiteru se zřítilo více než 20 fragmentů roztrhané komety Shoemaker-Levy 9. Každý náraz vyvolal gigantické ohnivé koule a zanechal v atmosféře planety temné skvrny o velikosti Země, které byly pozorovatelné i malými amatérskými dalekohledy po několik měsíců [18]. Tato událost byla prvním přímým pozorováním mimozemské kolize dvou těles v historii lidstva.

Jupiter byl zkoumán celou řadou úspěšných kosmických misí:

• Pioneer 10 a 11 (1973–1974): První průlety v historii, první snímky zblízka a změření intenzity radiace v okolí planety.
• Voyager 1 a 2 (1979): Zásadní vědecký průlom – objev prstenců, sopek na měsíci Io a detailní snímky atmosférických bouří a povrchu Europy a Ganymedu.
• Ulysses (1992, 2004): Využití gravitačního manévru pro navedení sondy nad póly Slunce.
• Galileo (1995–2003): První umělá družice Jupiteru v historii. Sonda vypustila atmosférické pouzdro a strávila 8 let na oběžné dráze zkoumáním planety a jejích měsíců.
• Cassini a New Horizons (2000, 2007): Průlety za účelem gravitačního urychlení k Saturnu a Plutu s pořízením vysoce kvalitních snímků atmosféry.
• Juno (2016–současnost): Družice NASA na polární dráze. Zkoumá gravitační pole, magnetosféru, obsah vody a hloubku atmosférických vírů.
• Budoucí mise: V roce 2023 odstartovala evropská sonda JUICE (JUpiter ICy moons Explorer), která dorazí v roce 2031 a zaměří se na Ganymed, Callisto a Europu. V roce 2024 odstartovala mise NASA Europa Clipper, určená k detailnímu průzkumu obyvatelnosti oceánu měsíce Europa [19].

Jupiter je po Měsíci a Venuši zpravidla třetím nejjasnějším objektem noční oblohy (jeho zdánlivá magnituda dosahuje až $-2{,}94$). Je snadno dostupný i pro naprosté začátečníky:

1. Pouhým okem: Vypadá jako nápadně jasná, klidně zářící nažloutlá „hvězda“. Na rozdíl od skutečných hvězd jeho světlo v atmosféře téměř nebliká.
2. V malém triedru (např. 7×50 nebo 10×50): Spatříte Jupiter jako zřetelný malý disk. V jedné rovině vedle něj uvidíte až čtyři drobné zářící body – Galileovy měsíce. Zkuste je pozorovat v odstupu dvou hodin a jasně uvidíte, jak se jejich vzájemná poloha změnila!
3. V amatérském teleskopu (od průměru objektivu 70–100 mm): Zřetelně rozeznáte dva hlavní tmavé rovníkové pásy v atmosféře planety.
4. Ve větším dalekohledu (od 150–200 mm): Při klidném vzduchu spatříte jemné detaily v pásech, stíny měsíců přecházejících přes disk planety a slavnou Velkou rudou skvrnu [20].

Nejlepší podmínky pro pozorování nastávají v období tzv. opozice se Sluncem, ke které dochází každých zhruba 13 měsíců (synodická perioda je 398 dní).