mały|Zorze na biegunach Jowisza. Zdjęcie światła podczerwonego zmapowanego na zakres światła widzialnego, JWST. Jowisz – gazowy olbrzym, największa planeta Układu Słonecznego. Piąta planeta w kolejności od Słońca. Masa Jowisza jest nieco mniejsza niż jedna tysięczna masy Słońca, a zarazem dwa i pół razy większa niż łączna masa pozostałych planet w Układzie Słonecznym. Wraz z Saturnem, Uranem i Neptunem tworzą grupę gazowych olbrzymów, nazywaną czasem również planetami jowiszowymi.
Planetę znali astronomowie w czasach starożytnych, była związana z mitologią i wierzeniami religijnymi wielu kultur. Rzymianie nazwali planetę na cześć władcy bogów swojego panteonu – Jowisza. Obserwowany z Ziemi Jowisz może osiągnąć jasność do −2,95. Jest to trzeci co do jasności naturalny obiekt na nocnym niebie po Księżycu i Wenus (okresowo, w momencie wielkiej opozycji, jasnością może mu dorównywać Mars).
Składa się w trzech czwartych z wodoru i w jednej czwartej z helu; może posiadać także skaliste jądro złożone z cięższych pierwiastków. Szybka rotacja nadaje mu kształt spłaszczonej elipsoidy obrotowej (ma też niewielkie, ale zauważalne zgrubienie w płaszczyźnie równika). Powierzchnię planety, którą stanowią nieprzezroczyste wyższe warstwy atmosfery, pokrywa kilka warstw chmur, układających się w charakterystyczne pasy widoczne z Ziemi. Najbardziej znanym szczegółem jego powierzchni jest odkryta w XVII wieku przy pomocy teleskopu Wielka Czerwona Plama, będąca antycyklonem o średnicy większej niż średnica Ziemi. Planeta ma słabo widoczne pierścienie i potężną magnetosferę. Okrążają ją cztery wielkie, kuliste księżyce zwane galileuszowymi, które odkrył Galileusz w 1610. Ganimedes, największy z księżyców, ma średnicę większą niż planeta Merkury. Ogółem jest znanych 115 księżyców Jowisza.
Był wielokrotnie badany przez sondy, zwłaszcza na początku programu Pioneer i programu Voyager, a następnie przez sondę Galileo. Od lipca 2016 roku na orbicie dookoła planety znajduje się sonda kosmiczna Juno, która miała okrążać ją i badać do lipca 2021, misję sondy przedłużono do września 2025.
Struktura Jowisz należy do gazowych olbrzymów; oznacza to, że w niewielkim stopniu składa się z substancji stałych. Jest największą planetą w Układzie Słonecznym, o średnicy równikowej km. Jego gęstość wynosi 1,326 g/cm³; jest drugi pod względem gęstości spośród planet-olbrzymów, ale jego gęstość jest mniejsza niż każdej spośród czterech planet wewnętrznych.
Skład atmosfery Objętościowo atmosfera Jowisza składa się z około 88–92% wodoru i 8–12% helu (około 1% atmosfery stanowią metan, woda i amoniak). Atom helu jest cztery razy cięższy niż atom wodoru, więc skład liczony według masowego udziału różnych substancji w atmosferze jest inny. Pod względem masy atmosfera Jowisza składa się w około 75% z wodoru i 24% helu, około 1% stanowią pozostałe składniki. Skład wnętrza Jowisza to mniej więcej 71% wodoru, 24% helu i 5% innych pierwiastków. Atmosfera zawiera śladowe ilości metanu, pary wodnej, amoniaku i związków krzemu, a także węgla, etanu, siarkowodoru, neonu, tlenu, fosforowodoru, i siarki. Najbardziej zewnętrzna warstwa atmosfery zawiera amoniak w postaci kryształów. Obserwacje w podczerwieni i nadfiolecie potwierdziły obecność śladowych ilości benzenu i innych węglowodorów.
Atmosferyczne proporcje wodoru i helu są bardzo zbliżone do teoretycznego składu pierwotnej mgławicy słonecznej, jednak neon w górnych warstwach atmosfery występuje tylko w stężeniu masowym 20 ppm, co stanowi około jedną dziesiątą stężenia występującego na Słońcu. Atmosfera jest także nieco uboższa w hel – jest w niej około 80% zawartości helu w Słońcu. Zmniejszenie jego zawartości może być wynikiem skraplania się i opadów helu do jej głębszych warstw. Zawartość cięższych gazów obojętnych w atmosferze Jowisza jest około dwa do trzech razy większa niż na Słońcu.
Z badań spektroskopowych wynika, że Saturn ma skład podobny do Jowisza, ale dalsze planety-olbrzymy, Uran i Neptun, zawierają znacznie mniej wodoru i helu. Ze względu na brak badań przeprowadzonych przez próbniki atmosferyczne, brak jest szczegółowych danych dotyczących planet krążących dalej niż Saturn.
Masa thumb|Porównanie wielkości Ziemi i Jowisza, w tym Wielkiej Czerwonej Plamy Masa Jowisza jest 2,4 razy większa od łącznej masy pozostałych planet. Jest on tak masywny, że powoduje przesunięcie się barycentrum Układu Słonecznego ponad powierzchnię Słońca (środek masy układu Słońce–Jowisz leży w odległości 1,068 promienia słonecznego od środka gwiazdy). Średnica tej planety jest 11 razy większa niż Ziemi, ale ma ona znacznie mniejszą gęstość. Objętość Jowisza jest 1321 razy większa od objętości Ziemi, a jego masa 318 razy większa od masy Ziemi. Jowisz ma promień równy 0,1 promienia Słońca, masę równą 0,001 masy Słońca, co oznacza, że ma podobną do niego gęstość. Masa Jowisza (MJ lub MJup) jest często używana jako jednostka przy określaniu masy innych obiektów, w szczególności planet pozasłonecznych oraz brązowych karłów. Na przykład planeta HD 209458 b ma masę 0,69 MJ, a COROT-7 b ma masę 0,0149 MJ.
Gdyby Jowisz znacznie zwiększył masę, skurczyłby się. Przy małych zmianach masy promień planety typu gazowego olbrzyma niemal nie zmienia się, a przy około czterech masach Jowisza wnętrze staje się na tyle sprężone pod wpływem zwiększonej siły grawitacji, że objętość planety maleje, mimo wzrastającej ilości materii. Z tego powodu uważa się, że Jowisz jest planetą o maksymalnej średnicy, jaką może osiągnąć ciało o takim składzie i ewolucji. Niektóre planety pozasłoneczne mają większe średnice, ale są to ciała krążące znacznie bliżej gwiazd; większe rozmiary są skutkiem znacznie większej temperatury. Proces dalszego kurczenia się przy wzroście masy trwa aż do zapłonu reakcji termojądrowych, który może zajść w przypadku brązowego karła o masie około 50 mas Jowisza. Z tego powodu niektórzy astronomowie nazywają Jowisza „nieudaną gwiazdą”, choć nie jest jasne, czy procesy związane z tworzeniem się planet takich jak Jowisz są podobne do procesów formowania układów gwiazd wielokrotnych.
Pomimo że Jowisz musiałby być około 75 razy masywniejszy, aby stać się gwiazdą, najmniejszy znany czerwony karzeł ma tylko o około 16 procent większy promień niż ta planeta. Mimo braku reakcji termojądrowych we wnętrzu Jowisz wypromieniowuje więcej ciepła, niż otrzymuje od Słońca. Ilość ciepła wyprodukowanego wewnątrz planety jest prawie równa ilości otrzymywanej od Słońca. To dodatkowe promieniowanie jest generowane zgodnie z mechanizmem Kelvina-Helmholtza przez adiabatyczną kontrakcję. W wyniku tego procesu Jowisz kurczy się o około 3 cm rocznie. Po powstaniu Jowisz był znacznie gorętszy, przez co miał około dwa razy większą średnicę niż obecnie.
Budowa wewnętrzna thumb|Model budowy wewnętrznej Jowisza, ze skalistym jądrem otoczonym warstwą metalicznego wodoru Uważa się, że Jowisz składa się z gęstego jądra zawierającego różne pierwiastki, otoczonego warstwą ciekłego metalicznego wodoru z dodatkiem helu, oraz warstwy zewnętrznej, złożonej głównie z wodoru cząsteczkowego. Poza tym ogólnym zarysem struktura wnętrza jest nieznana. Jądro jest często opisywane jako skaliste, ale jego dokładny skład jest nieznany, podobnie jak właściwości materiałów w temperaturze i ciśnieniu panującym na tych głębokościach (patrz niżej). W 1997 istnienie jądra zostało zasugerowane przez pomiary grawitacyjne wskazujące, że ma ono masę od 12 do 45 mas Ziemi, czyli około 3–15% całkowitej masy Jowisza. Obecność jądra w ciągu przynajmniej części historii Jowisza jest sugerowana przez modele powstawania planet, zgodnie z którymi początkowo tworzy się skaliste lub lodowe jądro, wystarczająco masywne, aby przyciągnąć wielką ilość wodoru i helu z mgławicy protosłonecznej. W późniejszej historii planety jądro, jeżeli istniało, mogło ulec zmniejszeniu, gdyż prądy konwekcyjne w gorącym, ciekłym wodorze metalicznym mogły zmieszać się ze stopioną materią jądra i wynieść ją w wyższe warstwy wnętrza planety. Jądro obecnie może nawet nie istnieć; pomiary pola grawitacyjnego okazały się niedostatecznie precyzyjne by to rozstrzygnąć.
Niepewność modeli jest związana z marginesem błędu w dotychczasowych pomiarach parametrów: jednego ze współczynników rotacyjnych (J6) używanego do opisania momentu grawitacyjnego, równikowego promienia Jowisza i temperatury na poziomie, na którym ciśnienie ma wartość 1 bara. Misja Juno, rozpoczęta w sierpniu 2011, ma na celu zmniejszenie niepewności tych parametrów, a tym samym osiągnięcie postępów w modelowaniu wnętrza Jowisza.
Jądro jest otoczone gęstym wodorem metalicznym, który rozciąga się na zewnątrz do około 78% promienia planety. Opady kropel helu i neonu w głąb planety przez tę warstwę, powodują zubożenie górnej atmosfery Jowisza w te pierwiastki.
Ponad warstwą metalicznego wodoru znajduje się przejrzysta wewnętrzna atmosfera, w której znajduje się ciekły i gazowy wodór; warstwa gazowa rozciąga się od podstawy chmur do głębokości około 1000 km. Zamiast wyraźnej granicy lub powierzchni między różnymi fazami wodoru, gaz prawdopodobnie płynnie przechodzi w ciecz. Taka sytuacja ma miejsce, gdy temperatura jest wyższa od temperatury krytycznej substancji, która dla wodoru jest równa 33 K.
Temperatura i ciśnienie wnętrza rośnie z głębokością. W obszarze przejścia fazowego, w którym ciekły wodór – podgrzewany jest ponad punkt krytyczny – staje się metaliczny, szacuje się, że temperatura osiąga K, a ciśnienie – 200 GPa. Temperaturę na granicy jądra ocenia się na K, a ciśnienie na 3000–4500 GPa.
Atmosfera Jowisz ma największą atmosferę z planet w Układzie Słonecznym, grubą na ponad 5000 km. Nie ma stałej powierzchni, za podstawę jego atmosfery uznaje się miejsce, w którym ciśnienie atmosferyczne jest równe 10 barów, czyli jest dziesięć razy większe od ciśnienia na powierzchni Ziemi.
Warstwy chmur thumb|Animacja ukazująca rotację chmur Jowisza. Planeta jest mapowana w odwzorowaniu walcowym. Link do pełnowymiarowej animacji: 1799×720 pikseli.
Jowisz jest stale pokryty chmurami składającymi się z kryształów amoniaku i ewentualnie wodorosiarczku amonu. Chmury znajdują się w tropopauzie i układają się w pasma w różnych szerokościach jowigraficznych. Dzieli się je na jaśniejsze „strefy” i ciemniejsze „pasy”. Wzajemne oddziaływanie tych struktur powoduje powstanie turbulencji i układów burzowych. Prędkość wiatru w tych regionach często dochodzi do 100 m/s (360 km/h). Strefy zaobserwowano na różnych szerokościach; ich kolor i intensywność zmienia się z roku na rok, ale pozostają one wystarczająco stabilne, by astronomowie nadali im nazwy.
Warstwa chmur ma tylko około 50 km grubości, a składa się co najmniej z dwóch pokładów: grubego dolnego pokładu i cienkiego jaśniejszego regionu. Poniżej warstwy tworzonej przez amoniak może również istnieć cienka warstwa chmur wodnych, o czym świadczą błyski piorunów wykryte w atmosferze Jowisza (cząsteczki wody są polarne, co przyczynia się do rozdzielenia ładunków niezbędnego do powstania błyskawic). Te wyładowania elektryczne mogą być nawet tysiąc razy potężniejsze niż pioruny na Ziemi. Woda może tworzyć superkomórki burzowe, napędzane przez dopływ ciepła z wnętrza planety.
Pomarańczowe i brązowe zabarwienie chmur Jowisza jest spowodowane przez związki, które zmieniają kolor pod wpływem promieniowania nadfioletowego Słońca. Ich dokładny skład pozostaje nieznany, ale przypuszcza się występowanie fosforu, siarki i ewentualnie węglowodorów. Związki te, odpowiedzialne za barwę chromofory, mieszają się z cieplejszym, niższym pokładem chmur. Jasne strefy powstają, gdy ruch wznoszący w obrębie komórek konwekcyjnych powoduje krystalizację amoniaku, którego kryształki zakrywają niższe chmury.