บรรยากาศของดาวพฤหัสบดีเป็นบรรยากาศของดาวเคราะห์ที่ ใหญ่ ที่สุดในระบบสุริยะส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจนโมเลกุลและฮีเลียมในสัดส่วนใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์สารประกอบทางเคมีอื่นๆ มีอยู่เพียงเล็กน้อย ได้แก่มีเทนแอมโมเนียไฮโดรเจนซัลไฟด์และน้ำแม้ว่าจะเชื่อกันว่าน้ำอยู่ลึกในชั้นบรรยากาศ แต่ความเข้มข้นที่วัดได้โดยตรงนั้นต่ำมาก ปริมาณ ไนโตรเจนซัลเฟอร์และก๊าซเฉื่อยในบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีมีค่ามากกว่าดวงอาทิตย์ประมาณสามเท่า^{[ 1 ]}

บรรยากาศของดาวพฤหัสบดีไม่มีขอบเขตล่างที่ชัดเจน และค่อยๆ เปลี่ยนไปเป็นของเหลวภายในของดาวเคราะห์^{[ 2 ]}จากล่างสุดไปบนสุด ชั้นบรรยากาศได้แก่โทรโปสเฟียร์สตราโตสเฟียร์เทอร์โมส เฟียร์ และเอกโซสเฟียร์แต่ละชั้นมีระดับอุณหภูมิ ที่แตกต่าง กัน^{[ 3 ]}ชั้นที่ต่ำที่สุดคือ โทรโปสเฟียร์ มีระบบเมฆและหมอกที่ซับซ้อนซึ่งประกอบด้วยชั้นของแอมโมเนียแอมโมเนียมไฮโดรซัลไฟด์และน้ำ^{[ 4 ]}เมฆแอมโมเนียชั้นบนที่มองเห็นได้ที่พื้นผิวของดาวพฤหัสบดีจัดเรียงเป็น แถบ โซน หลายสิบแถบ ขนานกับเส้นศูนย์สูตรและถูกล้อมรอบด้วยกระแสลมในบรรยากาศโซนที่ทรงพลังที่เรียกว่าเจ็ตซึ่งแสดงปรากฏการณ์ที่เรียกว่าการหมุนรอบตัวเองของบรรยากาศแถบเหล่านี้สลับสีกัน: แถบสีเข้มเรียกว่าเข็มขัดในขณะที่แถบสีอ่อนเรียกว่าโซน โซนซึ่งเย็นกว่าเข็มขัด สอดคล้องกับการไหลขึ้น ในขณะที่เข็มขัดแสดงถึงก๊าซที่ไหลลง^{[ 5 ]}เชื่อกันว่าสีที่อ่อนกว่าของโซนเกิดจากน้ำแข็งแอมโมเนีย ส่วนสิ่งที่ทำให้แถบมีสีเข้มกว่านั้นยังไม่แน่ชัด^{[ 5 ]}ต้นกำเนิดของโครงสร้างแบบแถบและเจ็ตยังไม่เป็นที่เข้าใจดีนัก แม้ว่าจะมี "แบบจำลองตื้น" และ "แบบจำลองลึก" อยู่ก็ตาม^{[ 6 ]}

บรรยากาศของดาวพฤหัสบดีแสดงให้เห็นปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นหลากหลาย รวมถึงความไม่เสถียรของแถบ กระแสน้ำวน ( ไซโคลนและแอนติไซโคลน ) พายุ และฟ้าผ่า^{[ 7 ]}กระแสน้ำวนปรากฏให้เห็นเป็นจุดสีแดง สีขาว หรือสีน้ำตาลขนาดใหญ่ (รูปวงรี) จุดที่ใหญ่ที่สุดสองจุดคือจุดแดงใหญ่ (GRS) ^{[ 8 ]}และ^วงรี BA [ ^{9 ]}ซึ่งมีสีแดงเช่นกัน จุดทั้งสองนี้และจุดขนาดใหญ่อื่นๆ ส่วนใหญ่เป็นแอนติไซโคลน แอนติไซโคลนขนาดเล็กมักจะมีสีขาว เชื่อกันว่ากระแสน้ำวนเป็นโครงสร้างที่ค่อนข้างตื้น โดยมีความลึกไม่เกินหลายร้อยกิโลเมตร GRS ซึ่งตั้งอยู่ในซีกโลกใต้ เป็นกระแสน้ำวนที่ใหญ่ที่สุดที่รู้จักในระบบสุริยะ มันสามารถกลืนกินโลกได้สองหรือสามดวง และมีอยู่มาอย่างน้อยสามร้อยปีแล้ว วงรี BA ทางใต้ของ GRS เป็นจุดสีแดงที่มีขนาดหนึ่งในสามของ GRS ซึ่งก่อตัวขึ้นในปี 2000 จากการรวมตัวของวงรีสีขาวสามวง^{[ 10 ]}

ดาวพฤหัสบดีมีพายุรุนแรง มักมีฟ้าผ่าเกิดขึ้นด้วย พายุเหล่านี้เป็นผลมาจากการพาความร้อนชื้นในชั้นบรรยากาศที่เชื่อมโยงกับการระเหยและการควบแน่นของน้ำ พายุเหล่านี้มีการเคลื่อนที่ขึ้นของอากาศอย่างรุนแรง ซึ่งนำไปสู่การก่อตัวของเมฆที่สว่างและหนาแน่น พายุส่วนใหญ่ก่อตัวขึ้นในบริเวณแถบ ฟ้าผ่าบนดาวพฤหัสบดีมีพลังมากกว่าฟ้าผ่าบนโลกหลายร้อยเท่า และสันนิษฐานว่าเกี่ยวข้องกับเมฆน้ำ^{[ 11 ]} การสังเกตการณ์ ล่าสุดของยานจูโนชี้ให้เห็นว่าฟ้าผ่าบนดาวพฤหัสบดีเกิดขึ้นเหนือระดับความสูงของเมฆน้ำ (3–7 บาร์ ) ^{[ 12 ]}การแยกประจุระหว่างหยดน้ำแอมโมเนียเหลวที่ตกลงมาและอนุภาคน้ำแข็งอาจทำให้เกิดฟ้าผ่าในระดับความสูงที่สูงขึ้น^{[ 12 ]} นอกจากนี้ยังพบฟ้าผ่าในชั้นบรรยากาศตอนบน ด้วย260 กม.เหนือระดับน้ำทะเลระดับบาร์ 1 ^{[ 13 ]}

บรรยากาศของดาวพฤหัสบดีแบ่งออกเป็นสี่ชั้นตามระดับความสูงที่เพิ่มขึ้น ได้แก่โทรโปสเฟียร์สตราโตสเฟียร์เทอร์โมสเฟียร์และเอกโซสเฟียร์ต่างจากบรรยากาศของโลก บรรยากาศของดาวพฤหัสบดีไม่มีเมโซสเฟียร์ [ ^{14 ] ดาว}พฤหัสบดีไม่มีพื้นผิวที่เป็นของแข็ง และชั้นบรรยากาศที่ต่ำที่สุดคือโทรโปสเฟียร์ จะเปลี่ยนไปสู่ส่วนภายในที่เป็นของเหลวของดาวเคราะห์อย่างราบรื่น^{[ 2 ]}นี่เป็นผลมาจากการมีอุณหภูมิและความดันที่สูงกว่าจุดวิกฤตของไฮโดรเจนและฮีเลียมมาก ซึ่งหมายความว่าไม่มีขอบเขตที่ชัดเจนระหว่างเฟสของก๊าซและของเหลว ไฮโดรเจนถือเป็นของไหลยิ่งยวดเมื่ออุณหภูมิสูงกว่า33 Kและความดันสูงกว่า13บาร์^{[ 2 ]}

เนื่องจากขอบเขตล่างของชั้นบรรยากาศไม่ชัดเจน ระดับความดันจึง...10  บาร์ที่ระดับความสูงประมาณ90 กม . ต่ำกว่า1 บาร์ที่อุณหภูมิประมาณ340  Kถือเป็นฐานของชั้นโทรโพสเฟียร์โดยทั่วไป^{[ 3 ]}ในวรรณกรรมทางวิทยาศาสตร์โดยทั่วไปแล้ว ระดับความดัน 1 บาร์จะถูกเลือกเป็นจุดศูนย์สำหรับระดับความสูง ซึ่งก็คือ "พื้นผิว" ของดาวพฤหัสบดี^{[ 2 ]}เช่นเดียวกับกรณีทั่วไป ชั้นบรรยากาศด้านบนสุด หรือเอกโซสเฟียร์ ไม่มีขอบเขตบนที่เฉพาะเจาะจง^{[ 15 ]}ความหนาแน่นจะค่อยๆ ลดลงจนกระทั่งเปลี่ยนผ่านอย่างราบรื่นไปยังตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์โดยประมาณ5,000 กม.เหนือ "พื้นผิว" ^{[ 16 ]}

การไล่ระดับอุณหภูมิในแนวดิ่งในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีนั้นคล้ายคลึงกับการไล่ระดับอุณหภูมิใน^ชั้นบรรยากาศของโลกอุณหภูมิของชั้นโทรโปสเฟียร์จะลดลงตามความสูงจนกระทั่งถึงจุดต่ำสุดที่ชั้นโทรโปพอส [ ^{17 ]}ซึ่งเป็นขอบเขตระหว่างชั้นโทรโปสเฟียร์และชั้นสตราโตสเฟียร์ บนดาวพฤหัสบดี ชั้นโทรโปพอสจะอยู่ที่ประมาณ50 กิโลเมตรเหนือเมฆที่มองเห็นได้ (หรือระดับความดัน 1 บาร์ ) ความดันและอุณหภูมิที่ชั้นโทรโปสเฟียร์อยู่ที่ประมาณ0.1 บาร์และ110 K . ^{[ 3 ] [ 18 ]} (สิ่งนี้ทำให้ลดลง340 − 110 =230 °Cมากกว่า90 + 50 =140 กม . อัตราการลดลงของอุณหภูมิ แบบอะเดียแบติก บนโลกอยู่ที่ประมาณ9.8 °C/กม . อัตราการลดลงของอุณหภูมิแบบอะเดียแบติกเป็นสัดส่วนกับน้ำหนักโมเลกุลเฉลี่ยและแรงโน้มถ่วง (แรงโน้มถ่วงนั้นแรงกว่าบนโลกประมาณ 2.5 เท่า แต่น้ำหนักโมเลกุลเฉลี่ยกลับน้อยกว่าประมาณ 15 เท่า) ในชั้นสตราโตสเฟียร์ อุณหภูมิจะสูงขึ้นไปถึงประมาณ200 Kณ จุดเปลี่ยนผ่านเข้าสู่ชั้นเทอร์โมสเฟียร์ ที่ระดับความสูงและความดันประมาณ320 กม . และ1 μbar [ ^{3 ] ใน}ชั้นเทอร์โมสเฟียร์ อุณหภูมิยังคงสูงขึ้นเรื่อยๆ จนกระทั่งถึง1000 Kที่ประมาณ1,000 กม.ซึ่งความดันอยู่ที่ประมาณ1 nbar . ^{[ 19 ]}

ชั้นโทรโปสเฟียร์ของดาวพฤหัสบดีมีโครงสร้างเมฆที่ซับซ้อน^{[ 20 ]}เมฆด้านบนซึ่งอยู่ในช่วงความดัน0.6–0.9 บาร์ประกอบด้วยน้ำแข็งแอมโมเนีย^{[ 21 ]}ใต้เมฆน้ำแข็งแอมโมเนียเหล่านี้ มีเมฆที่หนาแน่นกว่าซึ่งประกอบด้วยแอมโมเนียมไฮโดรซัลไฟด์ ( NH ₄ )SHหรือแอมโมเนียมซัลไฟด์ ( NH ₄ ) ₂ S (ระหว่าง1–2 บาร์ ) และน้ำ (3–7 บาร์ ) เชื่อว่ามีอยู่^{[ 22 ] [ 23 ]}ไม่มีเมฆมีเทนเนื่องจากอุณหภูมิสูงเกินไปที่จะควบแน่นได้^{[ 20 ]}เมฆน้ำก่อตัวเป็นชั้นเมฆที่หนาแน่นที่สุดและมีอิทธิพลมากที่สุดต่อพลวัตของบรรยากาศ นี่เป็นผลมาจากความร้อนในการควบแน่นของน้ำที่สูงกว่าและความอุดมสมบูรณ์ของน้ำที่สูงกว่าเมื่อเทียบกับแอมโมเนียและไฮโดรเจนซัลไฟด์ (ออกซิเจนเป็น ธาตุเคมี ที่อุดมสมบูรณ์ กว่า ทั้งไนโตรเจนหรือกำมะถัน) ^{[ 14 ]}โทรโพสเฟียร์ต่างๆ (ที่200–500 มิลลิบาร์ ) และชั้นบรรยากาศสตราโตสเฟียร์ (ที่ชั้นหมอกควัน 10–100 มิลลิบาร์ ) อยู่เหนือชั้นเมฆหลัก^{[ 22 ] [ 24 ]}ชั้นหมอกควันในชั้นสตราโตสเฟียร์ประกอบด้วยไฮโดรคาร์บอนอะโรมาติกโพลีไซคลิก หนักที่ควบแน่น หรือไฮดราซีนซึ่งเกิดขึ้นในชั้นสตราโตสเฟียร์ตอนบน (1–100 μbar ) จากมีเทนภายใต้อิทธิพลของรังสีอัลตราไวโอเลตจากดวงอาทิตย์ (UV) ^{[ 20 ]}ความอุดมสมบูรณ์ของมีเทนเมื่อเทียบกับไฮโดรเจนโมเลกุลในชั้นสตราโตสเฟียร์อยู่ที่ประมาณ 10⁻⁴ , ^{[ 16 ]}ในขณะที่อัตราส่วนความอุดมสมบูรณ์ของไฮโดรคาร์บอนเบาอื่นๆ เช่น อีเทนและอะเซทิลีน ต่อไฮโดรเจนโมเลกุลอยู่ที่ประมาณ 10 ⁻⁶ . ^{[ 16 ]}

ชั้นเทอร์โมสเฟียร์ของดาวพฤหัสบดีตั้งอยู่ที่ความดันต่ำกว่า1 μbarและแสดงปรากฏการณ์ต่างๆ เช่นแสงเรืองรองในอากาศแสงออโรร่าขั้วโลกและการปล่อยรังสีเอ็กซ์^{[ 25 ]}ภายในนั้นมีชั้นที่มีความหนาแน่นของอิเล็กตรอนและไอออนเพิ่มขึ้นซึ่งก่อตัวเป็นไอโอโนสเฟียร์ [ ^{16 ] อุณหภูมิ}สูงที่พบได้ทั่วไปในเทอร์โมสเฟียร์ (ไม่สามารถอธิบายอุณหภูมิ800–1000 K ได้เป็นเวลากว่า 50 ปี ^{[ 19 ]}แบบจำลองคาดการณ์อุณหภูมิไม่สูงกว่าประมาณ400 K [ ^{16 ] แหล่ง}พลังงานต่างๆ รวมถึงการดูดซับรังสีพลังงานสูงจากดวงอาทิตย์ (UV หรือรังสีเอ็กซ์) ความร้อนจากอนุภาคประจุที่ตกจากสนามแม่เหล็กของดาวพฤหัสบดี ความร้อนจูลคล้ายแรงเสียดทานจากกระแสในไอโอโนสเฟียร์ออโรรา หรือการสลายตัวของคลื่นแรงโน้มถ่วงที่ แพร่กระจายขึ้นด้านบน ^{[ 26 ]}ได้รับการเสนอให้เป็นวิธีแก้ปัญหาที่เป็นไปได้สำหรับ "วิกฤตพลังงาน" นี้ การสังเกตการณ์อินฟราเรดทั่วโลกของโครงสร้างอุณหภูมิและแบบจำลองที่ปรับปรุงใหม่บ่งชี้ว่าความคลาดเคลื่อนเป็นผลมาจากพลังงานออโรราที่มาจากความร้อนจูลและกระจายใหม่ผ่านการลากไอออน^{[ 27 ] [ 28 ]}เทอร์โมสเฟียร์และเอกโซสเฟียร์ที่ขั้วโลกและละติจูดต่ำปล่อยรังสีเอ็กซ์ ซึ่งถูกสังเกตครั้งแรกโดยหอดูดาวไอน์สไตน์ในปี 1983 ^{[ 29 ]}อนุภาคพลังงานสูงที่มาจากสนามแม่เหล็กของดาวพฤหัสบดีสร้างวงรีออโรราที่สว่างไสวซึ่งล้อมรอบขั้วโลก ต่างจากปรากฏการณ์บนโลกซึ่งปรากฏเฉพาะในช่วงพายุแม่เหล็ก เท่านั้น แสงออโรร่าเป็นปรากฏการณ์ถาวรของชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี^{[ 29 ]}ชั้นเทอร์โมสเฟียร์เป็นสถานที่แรกนอกโลกที่มีไอออนไตรไฮโดรเจน ( H )+3) ถูกค้นพบ^{[ 16 ]}ไอออนนี้ปล่อยแสงอย่างรุนแรงในช่วงอินฟราเรดกลางของสเปกตรัม ที่ความยาวคลื่นระหว่าง2 และ 5 μm ; นี่เป็นกลไกการระบายความร้อนหลักของเทอร์โมสเฟียร์^{[ 19 ]}

องค์ประกอบของชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีคล้ายคลึงกับองค์ประกอบของดาวเคราะห์โดยรวม^{[ 1 ]}ชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีเป็นชั้นบรรยากาศที่เข้าใจได้ดีที่สุดในบรรดาดาวเคราะห์ยักษ์ ทั้งหมด เนื่องจากได้รับการสังเกตโดยตรงโดยยานสำรวจชั้นบรรยากาศกาลิเลโอเมื่อเข้าสู่ชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีในวันที่ 7 ธันวาคม พ.ศ. 2538 ^{[ 30 ]}แหล่งข้อมูลอื่นๆ เกี่ยวกับองค์ประกอบของชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี ได้แก่หอดูดาวอวกาศอินฟราเรด (ISO) ^{[ 31 ]}ยานโคจรกาลิเลโอและแคสสินี^{[ 32 ]}และการสังเกตการณ์จากโลก^{[ 1 ]}

องค์ประกอบหลักสองอย่างของชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีคือไฮโดรเจนโมเลกุล ( H2 ₎และฮีเลียม^{[ 1 ]}ความอุดมสมบูรณ์ของฮีเลียมคือ0.157 ± 0.004เมื่อเทียบกับไฮโดรเจนโมเลกุลโดยจำนวนโมเลกุล และเศษส่วนมวลของมันคือ0.234 ± 0.005 ซึ่งต่ำกว่า ค่าดั้งเดิมของระบบสุริยะเล็กน้อย^{[ 1 ]}สาเหตุของความอุดมสมบูรณ์ที่ต่ำนี้ยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างสมบูรณ์ แต่ฮีเลียมบางส่วนอาจควบแน่นเข้าไปในแกนกลางของดาวพฤหัสบดี^{[ 21 ]}การควบแน่นนี้มีแนวโน้มที่จะอยู่ในรูปของฝนฮีเลียม: เนื่องจากไฮโดรเจนเปลี่ยนเป็นสถานะโลหะที่ระดับความลึกมากกว่าที่ระยะ 10,000 กม . ฮีเลียมจะแยกตัวออกมาก่อตัวเป็นหยด ซึ่งมีความหนาแน่นมากกว่าไฮโดรเจนโลหะ จึงตกลงสู่แกนกลาง นี่อาจอธิบายถึงการลดลงอย่างมากของนีออน (ดูตาราง) ซึ่งเป็นธาตุที่ละลายในหยดฮีเลียมได้ง่ายและจะถูกขนส่งไปพร้อมกับหยดเหล่านั้นสู่แกนกลางเช่นกัน^{[ 33 ] [ 34 ]}

บรรยากาศประกอบด้วยสารประกอบอย่างง่ายต่างๆ เช่นน้ำมีเทน( CH₄ ₎ไฮโดรเจนซัลไฟด์ ( H₂S ) แอมโมเนีย ( _NH₃ ) และฟอสฟีน (PH₃ ) [ 1 ]ความ^{อุดมสมบูรณ์ของ}_{สารเหล่า}นี้ในระดับลึก (ด้านล่าง10 บาร์ ) โทรโพสเฟียร์บ่งชี้ว่าบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีอุดมไปด้วยธาตุคาร์บอนไนโตรเจนซัลเฟอร์และอาจ รวม ถึงออกซิเจน[ ^b]มากกว่าดวงอาทิตย์ถึง 2–4 เท่า^{[c] [ 1 ]}ก๊าซเฉื่อยอาร์กอนคริปตอนและซีนอนก็มีปริมาณมากเมื่อเทียบกับระดับของดวงอาทิตย์ (ดูตาราง) ในขณะที่นีออนมีน้อยกว่ามาก^{[ 1 ]}สารประกอบทางเคมีอื่นๆ เช่นอาร์ซีน ( AsH ₃ ) และเจอร์เมน ( GeH ₄ ) มีอยู่เพียงปริมาณเล็กน้อย^{[ 1 ]}บรรยากาศชั้นบนของดาวพฤหัสบดีมีไฮโดรคาร์บอน อย่างง่ายในปริมาณเล็กน้อย เช่นอีเทนอะเซทิลีนและไดอะเซทิลีนซึ่งเกิดขึ้นจากมีเทนภายใต้อิทธิพลของรังสีอัลตราไวโอเลต จากดวงอาทิตย์ และอนุภาคประจุที่มาจาก แมกนีโต สเฟียร์ของดาวพฤหัสบดี^{[ 1 ]} เชื่อกัน ว่าคาร์บอนไดออกไซด์ คาร์บอนมอนอกไซด์และน้ำที่มีอยู่ในชั้นบรรยากาศตอนบนมีต้นกำเนิดมาจากดาวหาง ที่พุ่งชน เช่นShoemaker-Levy 9น้ำไม่สามารถมาจากชั้นโทรโปสเฟียร์ได้ เพราะชั้นโทรโปพอสที่เย็นทำหน้าที่เหมือนกับดักความเย็น ซึ่งป้องกันไม่ให้น้ำลอยขึ้นไปสู่ชั้นสตราโตสเฟียร์ ได้อย่างมีประสิทธิภาพ (ดูโครงสร้างแนวตั้งด้านบน) ^{[ 1 ]}

การวัดจากโลกและยานอวกาศทำให้มีความรู้ความเข้าใจที่ดีขึ้นเกี่ยวกับอัตราส่วนไอโซโทปในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี ณ เดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2546 ค่าที่ยอมรับกันสำหรับ ปริมาณ ดิวเทเรียมคือ...(2.25 ± 0.35) × 10 ⁻⁵ , ^{[ 1 ]}ซึ่งน่าจะแสดงถึงค่าดั้งเดิมในเนบิวลาโปรโตโซลาร์ที่ให้กำเนิดระบบสุริยะ^{[ 31 ]}อัตราส่วนของไอโซโทปไนโตรเจนในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี¹⁵ Nต่อ¹⁴ Nคือ2.3 × 10 ⁻³ซึ่งต่ำกว่าในชั้นบรรยากาศของโลก ถึงหนึ่งในสาม (3.5 × 10 ⁻³ ) ^{[ 1 ]}การค้นพบครั้งหลังนี้มีความสำคัญเป็นพิเศษ เนื่องจากทฤษฎีก่อนหน้านี้เกี่ยวกับการก่อตัวของระบบสุริยะถือว่าค่าของโลกสำหรับอัตราส่วนของไอโซโทปไนโตรเจนเป็นค่าดั้งเดิม^{[ 31 ]}

พื้นผิวที่มองเห็นได้ของดาวพฤหัสบดีถูกแบ่งออกเป็นหลายแถบขนานกับเส้นศูนย์สูตร มีแถบสองประเภท ได้แก่โซน สีอ่อนและ แถบสีเข้ม^{[ 5 ]}เขตเส้นศูนย์สูตร (EZ) ที่กว้างกว่านั้น ทอดยาวระหว่าง ละติจูดประมาณ 7°S ถึง 7°N เหนือและใต้ EZ แถบเส้นศูนย์สูตรเหนือและใต้ (NEB และ SEB) ทอดยาวไปถึง 18°N และ 18°S ตามลำดับ ไกลออกไปจากเส้นศูนย์สูตรคือเขตเขตร้อนเหนือและใต้ (NtrZ และ STrZ) ^{[ 5 ]}รูปแบบสลับกันของแถบและโซนยังคงดำเนินต่อไปจนถึงบริเวณขั้วโลกที่ละติจูดประมาณ 50 องศา ซึ่งลักษณะที่มองเห็นได้จะจางลงเล็กน้อย^{[ 35 ]}

ความแตกต่างของลักษณะที่ปรากฏระหว่างโซนและแถบเกิดจากความแตกต่างของความทึบแสงของเมฆ ความเข้มข้นของแอมโมเนียจะสูงกว่าในโซน ซึ่งนำไปสู่การปรากฏของเมฆน้ำแข็งแอมโมเนียที่หนาแน่นกว่าในระดับความสูงที่สูงกว่า ซึ่งส่งผลให้มีสีที่อ่อนกว่า^{[ 17 ]}ในทางกลับกัน ในแถบ เมฆจะบางกว่าและตั้งอยู่ที่ระดับความสูงที่ต่ำกว่า^{[ 17 ]}ชั้นโทรโพสเฟียร์ตอนบนจะเย็นกว่าในโซนและอุ่นกว่าในแถบ^{[ 5 ] ลักษณะที่แท้จริงของสารเคมีที่ทำให้โซนและแถบของ ดาว} พฤหัสบดีมีสีสัน นั้นยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่พวกมันอาจรวมถึงสารประกอบที่ซับซ้อนของกำมะถันฟอสฟอรัสและคาร์บอน [ ^{5 ]}

แถบของดาวพฤหัสบดีถูกล้อมรอบด้วยกระแสลมในชั้นบรรยากาศที่เรียกว่าเจ็ต เจ็ต ที่พัดไป ทางทิศตะวันออก ( โปรเกรด ) พบได้ที่บริเวณรอยต่อระหว่างโซนกับแถบ (ห่างจากเส้นศูนย์สูตร) ​​ในขณะที่เจ็ตที่พัดไปทางทิศตะวันตก ( รีโทรเกรด ) เป็นจุดเปลี่ยนจากแถบกับโซน^{[ 5 ]} รูปแบบ ความเร็วของกระแสลมดังกล่าวหมายความว่าโมเมนตัมของเจ็ตที่พัดไปทางทิศตะวันออกจะลดลงในแถบและเพิ่มขึ้นในโซนจากเส้นศูนย์สูตรไปยังขั้วโลก ดังนั้นการเปลี่ยนแปลงความเร็วลมในแถบจึงเป็นแบบไซโคลนิกในขณะที่ในโซนจะเป็นแบบแอนติไซโคลนิก [ ^{23 ] EZ}เป็นข้อยกเว้นของกฎนี้ โดยแสดงให้เห็นเจ็ตที่พัดไปทางทิศตะวันออก (โปรเกรด) อย่างรุนแรงและมีความเร็วลมต่ำสุดที่เส้นศูนย์สูตรพอดี ความเร็วของเจ็ตบนดาวพฤหัสบดีนั้นสูงมาก โดยสูงกว่า100 ม./วินาที [ ^{5 ] ความเร็ว}เหล่านี้สอดคล้องกับเมฆแอมโมเนียที่อยู่ในช่วงความดัน0.7–1 บาร์โดยทั่วไปแล้ว เจ็ตแบบโปรเกรดจะมีกำลังมากกว่าเจ็ตแบบเรโทรเกรด^{[ 5 ]}เจ็ตเหล่านี้แผ่ขยายออกไปหลายพันกิโลเมตรภายใน ตามที่วัดโดยเครื่องมือวัดแรงโน้มถ่วงบนยานอวกาศจูโน^{[ 36 ]}ทิศทางที่เจ็ตแผ่ขยายเข้าไปในดาวเคราะห์นั้นขนานกับแกนการหมุน ของดาวพฤหัสบดี ^{[ 37 ]}มากกว่าที่จะเป็นทิศทางรัศมี (ไปทางศูนย์กลางของดาวเคราะห์) ซึ่งสอดคล้องกับ ทฤษฎีบทเท ย์เลอร์-พราวแมน^{[ 38 ]}ยานสำรวจกาลิเลโอได้วัดโปรไฟล์แนวตั้งของเจ็ตตามเส้นทางการลงสู่ชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี พบว่าลมจะลดลงในช่วงความสูงสองถึงสามระดับ^[a]เหนือเมฆ ในขณะที่ต่ำกว่าระดับเมฆ ลมจะเพิ่มขึ้นเล็กน้อยแล้วคงที่ลงไปจนถึงอย่างน้อย22 บาร์ — ความลึกใช้งานสูงสุดที่หัววัดสามารถเข้าถึงได้^{[ 18 ]}

ที่มาของโครงสร้างแถบสีของดาวพฤหัสบดีนั้นไม่ชัดเจนนัก แม้ว่าอาจจะคล้ายกับโครงสร้างเมฆของเซลล์แฮดลีย์ บนโลก ก็ตาม การตีความที่ง่ายที่สุดคือโซนเป็นบริเวณที่มีการไหลขึ้น ของบรรยากาศ ในขณะที่แถบเป็นผลมาจากการไหลลง [ ^{39 ] เมื่อ}อากาศที่อุดมไปด้วยแอมโมเนียลอยขึ้นในโซน มันจะขยายตัวและเย็นลง ก่อตัวเป็นเมฆสีขาวสูงและหนาแน่น อย่างไรก็ตาม ในแถบ อากาศจะลดระดับลง อุ่นขึ้นแบบ อะเดียแบติก เช่นเดียวกับในเขตบรรจบกันบนโลก และเมฆแอมโมเนียสีขาวจะระเหยไป เผยให้เห็นเมฆที่ต่ำกว่าและมืดกว่า ตำแหน่งและความกว้างของแถบ ความเร็วและตำแหน่งของกระแสลมบนดาวพฤหัสบดีมีความเสถียรอย่างน่าทึ่ง โดยมีการเปลี่ยนแปลงเพียงเล็กน้อยระหว่างปี 1980 ถึง 2000 ตัวอย่างหนึ่งของการเปลี่ยนแปลงคือการลดลงของความเร็วของกระแสลมตะวันออกที่แรงที่สุดซึ่งตั้งอยู่ที่ขอบเขตระหว่างเขตโซนเขตร้อนเหนือและเขตโซนเขตอบอุ่นเหนือที่ละติจูด 23°N ^{[ 6 ] [ 39 ]}อย่างไรก็ตาม แถบต่างๆ มีสีและความเข้มแตกต่างกันไปตามเวลา (ดู "แถบเฉพาะ") การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ถูกสังเกตครั้งแรกในช่วงต้นศตวรรษที่สิบเจ็ด^{[ 40 ]}

เซลล์การหมุนเวียนตามแนวเส้นเมริเดียนเป็นการเคลื่อนที่ของบรรยากาศขนาดใหญ่ที่ก๊าซลอยขึ้นที่ละติจูดหนึ่งๆ เคลื่อนที่ไปในทิศทางเหนือ-ใต้ (แนวเส้นเมริเดียน) ลงมา และกลับไปยังจุดกำเนิดในการหมุนเวียนแบบเซลล์ปิด^{[ 41 ]}บนโลก การหมุนเวียนตามแนวเส้นเมริเดียนประกอบด้วย 3 เซลล์ในแต่ละซีกโลก ได้แก่ เซลล์ แฮดลีย์เซลล์เฟอร์เรลและ เซลล์ ขั้วโลกบนดาวพฤหัสบดี แถบเมฆที่มองเห็นได้บ่งชี้ถึงการเคลื่อนที่ขึ้นในโซนและการเคลื่อนที่ลงในแถบ ซึ่งบ่งชี้เฉพาะแถบด้านบนไม่กี่แถบเท่านั้น^{[ 42 ]}อย่างไรก็ตาม ความถี่ของฟ้าผ่าที่สูงขึ้นในแถบ ซึ่งบ่งชี้ถึงการเคลื่อนที่ขึ้นของบรรยากาศ บ่งชี้ถึงการเคลื่อนที่ย้อนกลับในชั้นบรรยากาศที่ลึกกว่า^{[ 43 ]}การวัดไมโครเวฟของจูโนตรวจสอบชั้นบรรยากาศลงไปถึง~240 บาร์ [ ^{44 ] การ}วัดเหล่านี้ยืนยันการมีอยู่ของการเคลื่อนไหวเหล่านี้ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของเซลล์การหมุนเวียนขนาดใหญ่ในละติจูดกลางที่มีการเคลื่อนที่ขึ้นในแถบและการเคลื่อนที่ลงในโซน ซึ่งขยายจากลดลง ประมาณ 1 บาร์เหลืออย่างน้อย~240 บาร์ [ ^{45 ] จนถึง}ขณะนี้ มีการระบุเซลล์ 8 เซลล์ในแต่ละซีกโลกของดาวพฤหัสบดีตามละติจูด 20°-60° เหนือ/ใต้^{[ 45 ]}เซลล์ในละติจูดกลางถูกขับเคลื่อนโดยการแตกตัวของคลื่นบรรยากาศคล้ายกับเซลล์เฟอร์เรลบนโลก^{[ 45 ]}ในขณะที่บนโลก การไหลกลับในกิ่งล่างของเซลล์จะสมดุลด้วยแรงเสียดทานในชั้นเอกมันความสมดุลในดาวพฤหัสบดียังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่ความเป็นไปได้หนึ่งคือแรงเสียดทานถูกรักษาไว้ด้วยแรงต้านแม่เหล็ก^{[ 46 ]}

แถบและเขตที่แบ่งชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีแต่ละแห่งมีชื่อและลักษณะเฉพาะของตัวเอง โดยเริ่มต้นจากใต้บริเวณขั้วโลกเหนือและขั้วโลกใต้ ซึ่งขยายจากขั้วโลกไปจนถึงละติจูดประมาณ 40–48° เหนือ/ใต้ บริเวณสีเทาอมฟ้าเหล่านี้มักไม่มีลักษณะเด่น^{[ 35 ]}

เขตภูมิอากาศอบอุ่นทางเหนือมักแสดงรายละเอียดมากกว่าเขตขั้วโลก เนื่องจากขอบมืดลงการย่อส่วนและความพร่ามัวโดยทั่วไปของลักษณะต่างๆ อย่างไรก็ตาม เขตภูมิอากาศอบอุ่นทางเหนือสุด (NNTB) เป็นเขตที่แยกตัวออกมาทางเหนือสุด แม้ว่าบางครั้งจะหายไปก็ตาม การรบกวนมักมีน้อยและเกิดขึ้นเพียงช่วงสั้นๆ เขตภูมิอากาศอบอุ่นทางเหนือสุด (NNTZ) อาจมีความโดดเด่นมากกว่า แต่โดยทั่วไปก็สงบเช่นกัน บางครั้งมีการสังเกตเห็นเขตและโซนเล็กๆ อื่นๆ ในภูมิภาคนี้^{[ 47 ]}

เขตภูมิอากาศอบอุ่นเหนือเป็นส่วนหนึ่งของเขตละติจูดที่สังเกตได้ง่ายจากโลก ดังนั้นจึงมีบันทึกการสังเกตที่ยอดเยี่ยม^{[ 48 ]} นอกจากนี้ยังมี กระแสลมกรดที่ แรงที่สุดบนโลก ซึ่งเป็นกระแสลมตะวันตกที่ก่อตัวเป็นขอบเขตทางใต้ของเข็มขัดภูมิอากาศอบอุ่นเหนือ (NTB) ^{[ 48 ]} NTB จะจางหายไปประมาณทุกๆ สิบปี (ซึ่งเป็นกรณีในช่วงที่ยานวอยเอเจอร์พบเจอ) ทำให้เขตภูมิอากาศอบอุ่นเหนือ (NTZ) ดูเหมือนจะรวมเข้ากับเขตภูมิอากาศเขตร้อนเหนือ (NTropZ) ^{[ 48 ]}ในบางครั้ง NTZ จะถูกแบ่งโดยแถบแคบๆ ออกเป็นส่วนประกอบทางเหนือและทางใต้^{[ 48 ]}

ภูมิภาคเขตร้อนเหนือประกอบด้วย NTropZ และแถบเส้นศูนย์สูตรเหนือ (NEB) โดยทั่วไป NTropZ มีสีที่ค่อนข้างคงที่ การเปลี่ยนแปลงของเฉดสีเกิดขึ้นพร้อมกับกิจกรรมของกระแสลมกรดทางใต้ของ NTB เช่นเดียวกับ NTZ บางครั้งมันก็ถูกแบ่งโดยแถบแคบๆ ที่เรียกว่า NTropB ในบางโอกาส NTropZ ทางใต้เป็นที่ตั้งของ "จุดแดงเล็กๆ" ดังที่ชื่อบ่งบอก จุดเหล่านี้เป็นจุดแดงใหญ่ในซีกโลกเหนือ ซึ่งแตกต่างจากจุดแดงใหญ่ตรงที่มักเกิดขึ้นเป็นคู่และมีอายุสั้น โดยเฉลี่ยประมาณหนึ่งปี มีจุดแดงเล็กๆ จุดหนึ่งปรากฏขึ้นในระหว่างการสำรวจของยานไพโอเนียร์ 10 ^{[ 49 ]}

NEB เป็นหนึ่งในแถบที่มีกิจกรรมมากที่สุดบนโลก มีลักษณะเป็นรูปวงรีสีขาวแบบแอนติไซโคลนิกและ "เรือบรรทุก" แบบไซโคลนิก (หรือที่รู้จักกันในชื่อ "วงรีสีน้ำตาล") โดยที่แบบแอนติไซโคลนิกมักจะก่อตัวขึ้นทางเหนือมากกว่าแบบไซโคลนิก เช่นเดียวกับใน NTropZ ลักษณะเหล่านี้ส่วนใหญ่มีอายุสั้น เหมือนกับแถบเส้นศูนย์สูตรใต้ (SEB) NEB บางครั้งก็จางหายไปอย่างรวดเร็วและ "ฟื้นคืนชีพ" ช่วงเวลาของการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ประมาณ 25 ปี^{[ 50 ]}

เขตเส้นศูนย์สูตร (EZ) เป็นหนึ่งในภูมิภาคที่มีเสถียรภาพมากที่สุดของโลก ทั้งในแง่ของละติจูดและกิจกรรม ขอบด้านเหนือของ EZ มีกลุ่มควันขนาดใหญ่ที่ทอดยาวไปทางทิศตะวันตกเฉียงใต้จาก NEB ซึ่งถูกล้อมรอบด้วยลักษณะที่มืดและอบอุ่น (ในรังสีอินฟราเรด ) ที่เรียกว่าเฟสตูน (จุดร้อน) ^{[ 51 ]}แม้ว่าขอบเขตด้านใต้ของ EZ มักจะสงบ แต่การสังเกตการณ์ตั้งแต่ปลายศตวรรษที่ 19 ถึงต้นศตวรรษที่ 20 แสดงให้เห็นว่ารูปแบบนี้กลับกันเมื่อเทียบกับปัจจุบัน EZ มีสีที่แตกต่างกันอย่างมาก ตั้งแต่สีอ่อนไปจนถึง สี เหลืองอมน้ำตาลหรือแม้แต่สีทองแดง บางครั้งก็ถูกแบ่งโดยแถบเส้นศูนย์สูตร (EB) ^{[ 52 ]}ลักษณะต่างๆ ใน ​​EZ เคลื่อนที่โดยประมาณ390 กม./ชม.เมื่อเทียบกับละติจูดอื่นๆ^{[ 53 ]}

ภูมิภาคเขตร้อนทางใต้ประกอบด้วยแถบเส้นศูนย์สูตรใต้ (SEB) และเขตเขตร้อนทางใต้ ถือเป็นภูมิภาคที่มีกิจกรรมมากที่สุดบนดาวเคราะห์ เนื่องจากเป็นที่ตั้งของ กระแสลมกรด ย้อนกลับ ที่แรงที่สุด SEB มักจะเป็นแถบที่กว้างที่สุดและมืดที่สุดบนดาวพฤหัสบดี บางครั้งอาจถูกแบ่งออกโดยเขต (SEBZ) และสามารถจางหายไปอย่างสมบูรณ์ทุกๆ 3 ถึง 15 ปี ก่อนที่จะปรากฏขึ้นอีกครั้งในสิ่งที่เรียกว่าวัฏจักรการฟื้นคืนชีพของ SEB ในช่วงเวลาหลายสัปดาห์หรือหลายเดือนหลังจากที่แถบหายไป จุดสีขาวจะก่อตัวขึ้นและปะทุวัสดุสีน้ำตาลเข้มซึ่งถูกยืดออกเป็นแถบใหม่โดยลมของดาวพฤหัสบดี แถบนี้หายไปครั้งล่าสุดในเดือนพฤษภาคม 2010 ^{[ 54 ]} ลักษณะเฉพาะอีกประการหนึ่งของ SEB คือการรบกวนแบบไซโคลนิกที่ยาวต่อเนื่องตามหลังจุดแดงใหญ่ เช่นเดียวกับ NTropZ, STropZ เป็นหนึ่งในเขตที่โดดเด่นที่สุดบนดาวเคราะห์ ไม่เพียงแต่ประกอบด้วย GRS เท่านั้น แต่บางครั้งยังถูกแบ่งโดยความปั่นป่วนเขตร้อนทางใต้ (STropD) ซึ่งเป็นการแบ่งเขตที่อาจมีอายุยืนยาวมาก โดยที่ที่มีชื่อเสียงที่สุดมีอายุยืนยาวตั้งแต่ปี 1901 ถึง 1939 ^{[ 55 ]}

เขตภูมิอากาศอบอุ่นตอนใต้ หรือเข็มขัดภูมิอากาศอบอุ่นตอนใต้ (STB) เป็นเข็มขัดสีเข้มที่โดดเด่นอีกแห่งหนึ่ง มากกว่า NTB เสียอีก จนกระทั่งเดือนมีนาคม พ.ศ. 2543 ลักษณะเด่นที่สุดของมันคือรูปวงรีสีขาวที่คงอยู่ยาวนาน ได้แก่ BC, DE และ FA ซึ่งต่อมาได้รวมกันเป็นรูปวงรี BA ("Red Jr.") รูปวงรีเหล่านี้เป็นส่วนหนึ่งของเขตภูมิอากาศอบอุ่นตอนใต้ แต่ขยายเข้าไปใน STB ทำให้บดบังบางส่วน^{[ 5 ]} STB จางหายไปเป็นครั้งคราว เห็นได้ชัดว่าเกิดจากปฏิสัมพันธ์ที่ซับซ้อนระหว่างรูปวงรีสีขาวและ GRS ลักษณะของเขตภูมิอากาศอบอุ่นตอนใต้ (STZ) ซึ่งเป็นเขตที่รูปวงรีสีขาวถือกำเนิดขึ้นนั้นมีความแปรปรวนสูง^{[ 57 ]}

บนดาวพฤหัสบดีมีลักษณะอื่นๆ ที่เป็นชั่วคราวหรือสังเกตได้ยากจากโลก บริเวณเขตอบอุ่นทางใต้สุดนั้นสังเกตได้ยากกว่า NNTR เสียอีก รายละเอียดของมันค่อนข้างละเอียดอ่อนและสามารถศึกษาได้ดีด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่หรือยานอวกาศเท่านั้น^{[ 58 ]}โซนและแถบหลายแห่งมีลักษณะชั่วคราวและไม่สามารถมองเห็นได้ตลอดเวลา ซึ่งรวมถึงแถบเส้นศูนย์สูตร (EB) ^{[ 59 ]}โซนแถบเส้นศูนย์สูตรเหนือ (NEBZ ซึ่งเป็นโซนสีขาวภายในแถบ) และโซนแถบเส้นศูนย์สูตรใต้ (SEBZ) ^{[ 60 ]}บางครั้งแถบก็ถูกแบ่งออกโดยการรบกวนอย่างฉับพลัน เมื่อการรบกวนแบ่งแถบหรือโซนที่ปกติเป็นหนึ่งเดียว จะมีการเพิ่ม NหรือSเพื่อระบุว่าส่วนประกอบนั้นเป็นส่วนประกอบทางเหนือหรือทางใต้ เช่น NEB(N) และ NEB(S) ^{[ 61 ]}

การหมุนเวียนในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีนั้นแตกต่างอย่างเห็นได้ชัดจากการหมุนเวียนในชั้นบรรยากาศของโลกภายในของดาวพฤหัสบดีเป็นของเหลวและไม่มีพื้นผิวที่เป็นของแข็ง ดังนั้นการพาความร้อนจึงอาจเกิดขึ้นได้ทั่วทั้งชั้นโมเลกุลภายนอกของดาวเคราะห์ ณ ปี 2008 ยังไม่มีการพัฒนาทฤษฎีที่ครอบคลุมเกี่ยวกับพลศาสตร์ของชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี ทฤษฎีดังกล่าวจำเป็นต้องอธิบายข้อเท็จจริงต่อไปนี้: การมีอยู่ของแถบและกระแสลมที่แคบและเสถียรซึ่งสมมาตรกับเส้นศูนย์สูตรของดาวพฤหัสบดี กระแสลมแรงที่เคลื่อนที่ตามทิศทางที่สังเกตได้ที่เส้นศูนย์สูตร ความแตกต่างระหว่างโซนและแถบ และต้นกำเนิดและการคงอยู่ของกระแสน้ำวนขนาดใหญ่ เช่น จุดแดงใหญ่^{[ 6 ]}

ทฤษฎีเกี่ยวกับพลวัตของชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีสามารถแบ่งออกได้เป็นสองประเภทใหญ่ๆ คือ แบบตื้นและแบบลึก แบบแรกถือว่าการไหลเวียนที่สังเกตได้ส่วนใหญ่จำกัดอยู่เฉพาะชั้นนอก (ชั้นสภาพอากาศ) บางๆ ของดาวเคราะห์ ซึ่งทับซ้อนอยู่เหนือส่วนภายในที่เสถียร สมมติฐานแบบหลังตั้งสมมติฐานว่าการไหลของชั้นบรรยากาศที่สังเกตได้เป็นเพียงการแสดงออกบนพื้นผิวของการไหลเวียนที่ฝังรากลึกในชั้นโมเลกุลภายนอกของดาวพฤหัสบดี^{[ 62 ]}เนื่องจากทั้งสองทฤษฎีต่างก็ประสบความสำเร็จและล้มเหลว นักวิทยาศาสตร์ด้านดาวเคราะห์หลายคนจึงคิดว่าทฤษฎีที่แท้จริงจะรวมองค์ประกอบของทั้งสองแบบจำลองไว้ด้วยกัน^{[ 63 ]}

ความพยายามครั้งแรกในการอธิบายพลศาสตร์บรรยากาศของดาวพฤหัสบดีย้อนกลับไปในช่วงทศวรรษ 1960 ^{[ 62 ] [ 64 ]}โดยส่วนหนึ่งอิงจากอุตุนิยมวิทยา บนโลก ซึ่งได้รับการพัฒนาอย่างดีในเวลานั้น แบบจำลองที่ไม่ซับซ้อนเหล่านี้สันนิษฐานว่ากระแสลมบนดาวพฤหัสบดีถูกขับเคลื่อนโดยความปั่นป่วน ขนาดเล็ก ซึ่งได้รับการรักษาไว้โดยการพาความร้อนชื้นในชั้นบรรยากาศด้านนอก (เหนือเมฆน้ำ) ^{[ 65 ] [ 66 ]}การพาความร้อนชื้นเป็นปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องกับการควบแน่นและการระเหยของน้ำ และเป็นหนึ่งในปัจจัยหลักที่ขับเคลื่อนสภาพอากาศบนโลก^{[ 67 ]}การเกิดกระแสลมในแบบจำลองนี้เกี่ยวข้องกับคุณสมบัติที่รู้จักกันดีของความปั่นป่วนสองมิติ ซึ่งเรียกว่าการเรียงลำดับแบบผกผัน (inverse cascade) ซึ่งโครงสร้างความปั่นป่วนขนาดเล็ก (กระแสน้ำวน) รวมกันเพื่อสร้างโครงสร้างที่ใหญ่ขึ้น^{[ 65 ]}ขนาดที่จำกัดของดาวเคราะห์หมายความว่าการเรียงลำดับไม่สามารถสร้างโครงสร้างที่ใหญ่กว่าขนาดลักษณะเฉพาะบางอย่างได้ ซึ่งสำหรับดาวพฤหัสบดีเรียกว่าขนาดไรน์ การดำรงอยู่ของมันเชื่อมโยงกับการสร้างคลื่นรอสบีกระบวนการนี้ทำงานดังนี้: เมื่อโครงสร้างปั่นป่วนที่ใหญ่ที่สุดมีขนาดถึงระดับหนึ่ง พลังงานจะเริ่มไหลเข้าสู่คลื่นรอสบีแทนที่จะเป็นโครงสร้างที่ใหญ่กว่า และการเรียงลำดับแบบผกผันจะหยุดลง^{[ 68 ]}เนื่องจากบนดาวเคราะห์ทรงกลมที่หมุนเร็วความสัมพันธ์การกระจายตัวของคลื่นรอสบีเป็น แบบ ไม่สมมาตรขนาดไรน์ในทิศทางขนานกับเส้นศูนย์สูตรจึงมีขนาดใหญ่กว่าในทิศทางตั้งฉากกับเส้นศูนย์สูตร^{[ 68 ]}ผลลัพธ์สุดท้ายของกระบวนการที่อธิบายไว้ข้างต้นคือการสร้างโครงสร้างยาวขนาดใหญ่ซึ่งขนานกับเส้นศูนย์สูตร ขอบเขตตามแนวเส้นเมริเดียนของโครงสร้างเหล่านี้ดูเหมือนจะตรงกับความกว้างจริงของเจ็ต^{[ 65 ]}ดังนั้น ในแบบจำลองตื้น กระแสน้ำวนจะป้อนเจ็ตและควรจะหายไปโดยการรวมเข้ากับเจ็ต

แม้ว่าแบบจำลองชั้นอากาศเหล่านี้จะสามารถอธิบายการมีอยู่ของกระแสลมแคบๆ นับสิบๆ กระแสได้สำเร็จ แต่ก็มีปัญหาที่ร้ายแรง^{[ 65 ]}ความล้มเหลวที่เห็นได้ชัดของแบบจำลองคือกระแสลมเส้นศูนย์สูตรแบบโปรเกรด (หมุนเร็วมาก) โดยมีข้อยกเว้นที่หายากบางประการ แบบจำลองตื้นๆ จะสร้างกระแสลมแบบเรโทรเกรด (หมุนช้ากว่า) ที่รุนแรง ซึ่งขัดแย้งกับการสังเกตการณ์ นอกจากนี้ กระแสลมเหล่านี้มักจะไม่เสถียรและสามารถหายไปได้เมื่อเวลาผ่านไป^{[ 65 ]}แบบจำลองตื้นๆ ไม่สามารถอธิบายได้ว่าการไหลของบรรยากาศที่สังเกตได้บนดาวพฤหัสบดีนั้นละเมิดเกณฑ์ความเสถียรได้อย่างไร^{[ 69 ]}แบบจำลองชั้นอากาศแบบหลายชั้นที่ซับซ้อนกว่าจะสร้างการไหลเวียนที่เสถียรมากขึ้น แต่ปัญหาหลายอย่างยังคงอยู่^{[ 70 ]}ในขณะเดียวกันยานสำรวจกาลิเลโอพบว่าลมบนดาวพฤหัสบดีแผ่ขยายไปไกลกว่าเมฆน้ำที่5–7 บาร์และไม่แสดงหลักฐานการเสื่อมสภาพใดๆ จนถึงระดับนั้นระดับความดัน 22 บาร์ซึ่งหมายความว่าการไหลเวียนในบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีอาจจะลึกมาก^{[ 71 ]}

แบบจำลองเชิงลึกได้รับการเสนอครั้งแรกโดย Busse ในปี 1976 ^{[ 72 ] [ 38 ]}แบบจำลองของเขาอิงตามคุณสมบัติที่รู้จักกันดีอีกประการหนึ่งของกลศาสตร์ของไหล นั่นคือทฤษฎีบท Taylor–Proudman ซึ่งระบุว่าในของเหลวอุดมคติแบบ บารอโทรปิกที่หมุนเร็วการไหลจะถูกจัดระเบียบเป็นชุดของทรงกระบอกขนานกับแกนการหมุน เงื่อนไขของทฤษฎีบทนี้น่าจะตรงตามข้อกำหนดในของเหลวภายในของดาวพฤหัสบดี ดังนั้น เนื้อไฮโดรเจนโมเลกุลของดาวเคราะห์อาจถูกแบ่งออกเป็นทรงกระบอก โดยแต่ละทรงกระบอกมีการไหลเวียนที่เป็นอิสระจากกัน^{[ 73 ]}ละติจูดที่ขอบเขตด้านนอกและด้านในของทรงกระบอกตัดกับพื้นผิวที่มองเห็นได้ของดาวเคราะห์จะสอดคล้องกับเจ็ต ทรงกระบอกเองจะถูกสังเกตเห็นเป็นโซนและแถบ

แบบจำลองเชิงลึกสามารถอธิบายกระแสเจ็ทโปรเกรดที่แข็งแกร่งซึ่งสังเกตได้ที่เส้นศูนย์สูตรของดาวพฤหัสบดีได้อย่างง่ายดาย กระแสเจ็ทที่แบบจำลองนี้สร้างขึ้นมีความเสถียรและไม่เป็นไปตามเกณฑ์ความเสถียรแบบ 2 มิติ^{[ 73 ]}อย่างไรก็ตาม แบบจำลองนี้มีข้อจำกัดที่สำคัญ คือสร้างกระแสเจ็ทกว้างจำนวนน้อยมาก และการจำลองการไหลแบบ 3 มิติที่สมจริงยังไม่สามารถทำได้ในปี 2008 ซึ่งหมายความว่าแบบจำลองที่เรียบง่ายที่ใช้ในการพิสูจน์การไหลเวียนเชิงลึกอาจไม่สามารถจับแง่มุมที่สำคัญของพลศาสตร์ของไหลภายในดาวพฤหัสบดี ได้ ^{[ 73 ]}แบบจำลองหนึ่งที่ตีพิมพ์ในปี 2004 ประสบความสำเร็จในการจำลองโครงสร้างแถบเจ็ทของดาวพฤหัสบดี^{[ 63 ]}แบบจำลองนี้ตั้งสมมติฐานว่าชั้นไฮโดรเจนโมเลกุลบางกว่าในแบบจำลองอื่นๆ ทั้งหมด โดยครอบคลุมเพียง 10% ด้านนอกของรัศมีดาวพฤหัสบดี ในแบบจำลองมาตรฐานของภายในดาวพฤหัสบดี ชั้นไฮโดรเจนโมเลกุลประกอบด้วย 20–30% ด้านนอก^{[ 74 ]}การขับเคลื่อนการไหลเวียนเชิงลึกเป็นอีกปัญหาหนึ่ง กระแสการไหลลึกอาจเกิดจากทั้งแรงตื้น (เช่น การพาความร้อนชื้น) หรือการพาความร้อนลึกทั่วทั้งดาวเคราะห์ที่ขนส่งความร้อนออกจากภายในของดาวพฤหัสบดี^{[ 65 ]}ยังไม่ชัดเจนว่ากลไกใดมีความสำคัญมากกว่ากัน

การจำลองเชิงตัวเลขชี้ให้เห็นว่า การพาความร้อนลึกบนดาวพฤหัสบดีนั้นถูกกระตุ้นเป็นหลักโดยการควบแน่นของน้ำที่เกิดขึ้นในระดับความดันตั้งแต่ประมาณ5 บาร์ถึง500 มิลลิบาร์ ที่ระดับความสูงด้านบนของ กลุ่มควันพาความร้อนเหล่านี้ ซึ่งความดันอยู่ที่ประมาณไม่กี่ร้อยมิลลิบาร์ สารควบแน่น เช่นNH₃ , H₂Sและน้ำ มีแนวโน้มที่จะก่อตัวขึ้น ในทางตรงกันข้าม ที่ความดันเกินกว่า_{500 มิลลิบาร์}ที่ความดัน 3 บาร์น้ำจะกลายเป็นสารควบแน่นหลัก การจำลองแบบจำลองสภาพภูมิอากาศโลก (GCM) โดยใช้ Jupiter-DYNAMICO แสดงให้เห็นว่ากิจกรรมการพาความร้อนในบริเวณเส้นศูนย์สูตรอ่อนกว่าเมื่อเทียบกับละติจูดกลางถึงสูง ซึ่งสอดคล้องกับการสังเกตการณ์ฟ้าผ่า นอกจากนี้ยังเป็นไปได้ว่าในช่วงพายุรุนแรงบนดาวพฤหัสบดี ไอแอมโมเนียจะละลายกลายเป็นน้ำแข็งที่ลอยอยู่ในอากาศที่ความดันระหว่าง 3 บาร์1.1 และ 1.5 บาร์ก่อให้เกิดส่วนผสมของเหลวอุณหภูมิต่ำของแอมโมเนียและน้ำ กระบวนการนี้อำนวยความสะดวกในการก่อตัวของก้อน แอมโมเนียที่เข้มข้น ซึ่งขนส่งแอมโมเนียไปยังชั้นบรรยากาศที่ลึกกว่า^{[ 75 ]}

กลไกที่เป็นไปได้สำหรับการก่อตัวของโครงสร้างรูปตัว Y บนเส้นศูนย์สูตรของดาวพฤหัสบดีคือ โครงสร้างรูปตัว Y เกิดจากการขับเคลื่อนของโมดอนบริเวณเส้นศูนย์สูตรที่เชื่อมโยงกับคลื่นเคลวินแบบบารอคลินิกที่เกิดจากการพาความร้อน (CCBCKWs) กลไกนี้ชี้ให้เห็นว่าโครงสร้างรูปตัว Y เกิดจากการให้ความร้อนเฉพาะที่ในระดับใหญ่ในสภาพแวดล้อมแบบไดอะบาติก ซึ่งเมื่อถึงเกณฑ์วิกฤตของความดันลบหรือความผิดปกติของแรงลอยตัวที่เป็นบวก จะสร้างโครงสร้างแบบไฮบริดขึ้นโครงสร้างแบบไฮบริดนี้ประกอบด้วยโมดอนกึ่งเส้นศูนย์สูตรโครงสร้างไดโพลที่สอดคล้องกัน เชื่อมโยงกับ CCBCKW ที่แพร่กระจายไปทางทิศตะวันออกในลักษณะที่ยั่งยืนและขับเคลื่อนด้วยตนเอง ในตอนแรก โครงสร้างแบบไฮบริดจะเคลื่อนที่ไปทางทิศตะวันออกอย่างต่อเนื่อง อย่างไรก็ตาม ความเร็วเฟสที่มากกว่าของ CCBCKW ในที่สุดจะนำไปสู่การแยกตัวออกจากโมดอนกึ่งเส้นศูนย์สูตรอายุของโครงสร้างที่เชื่อมโยงกันนี้แตกต่างกันไปตั้งแต่ระดับระหว่างฤดูกาลไปจนถึงระดับฤดูกาล^{[ 75 ]}การพาความร้อนชื้นเป็นเงื่อนไขที่จำเป็นสำหรับการกระตุ้นโครงสร้างที่เคลื่อนตัวไปทางทิศตะวันออก

ดังที่ทราบกันมาตั้งแต่ปี พ.ศ. 2509 ^{[ 76 ]}ดาวพฤหัสบดีแผ่ความร้อนมากกว่าที่ได้รับจากดวงอาทิตย์มาก มีการประมาณว่าอัตราส่วนของพลังงานความร้อนที่ปล่อยออกมาจากดาวเคราะห์ต่อพลังงานความร้อนที่ดูดซับจากดวงอาทิตย์คือ1.67 ± 0.09 ฟลักซ์ความร้อนภายในจากดาวพฤหัสบดีคือ5.44 ± 0.43 วัตต์/ตร.ม. ^ในขณะที่กำลังไฟฟ้าที่ปล่อยออกมาทั้งหมดคือ335 ± 26  PWค่าหลังนี้มีค่าประมาณเท่ากับหนึ่งในพันล้านของพลังงานทั้งหมดที่แผ่รังสีจากดวงอาทิตย์ ความร้อนส่วนเกินนี้ส่วนใหญ่เป็นความร้อนดั้งเดิมจากระยะแรกของการก่อตัวของดาวพฤหัสบดี แต่อาจเป็นผลมาจากการตกตะกอนของฮีเลียมเข้าไปในแกนกลางด้วย^{[ 77 ]}

ความร้อนภายในอาจมีความสำคัญต่อพลวัตของบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี แม้ว่าดาวพฤหัสบดีจะมีมุมเอียงเล็กน้อยประมาณ 3° และขั้วโลกได้รับรังสีจากดวงอาทิตย์น้อยกว่าบริเวณเส้นศูนย์สูตรมาก อุณหภูมิในชั้นโทรโพสเฟียร์ก็ไม่เปลี่ยนแปลงอย่างเห็นได้ชัดจากเส้นศูนย์สูตรไปยังขั้วโลก คำอธิบายหนึ่งคือ การพาความร้อนภายในของดาวพฤหัสบดีทำหน้าที่เหมือนเทอร์โมสตัท ปล่อยความร้อนออกมาใกล้ขั้วโลกมากกว่าในบริเวณเส้นศูนย์สูตร ซึ่งนำไปสู่อุณหภูมิที่สม่ำเสมอในชั้นโทรโพสเฟียร์ ในขณะที่ความร้อนถูกส่งจากเส้นศูนย์สูตรไปยังขั้วโลกส่วนใหญ่ผ่านทางบรรยากาศบนโลก แต่บนดาวพฤหัสบดี การพาความร้อนในระดับลึกจะช่วยปรับสมดุลความร้อน การพาความร้อนภายในของดาวพฤหัสบดีนั้นเชื่อว่าเกิดจากความร้อนภายในเป็นหลัก^{[ 78 ]}

บรรยากาศของดาวพฤหัสบดีมีกระแสลมหมุนวนหลายร้อยกระแสซึ่งเป็นโครงสร้างหมุนวนเป็นวงกลมที่สามารถแบ่งออกเป็นสองประเภทเช่นเดียวกับบรรยากาศของโลก ได้แก่ไซโคลนและแอนติไซโคลน [ ^{7 ] ไซโคลน}หมุนไปในทิศทางที่คล้ายกับการหมุนของดาวเคราะห์ ( ทวนเข็มนาฬิกาในซีกโลกเหนือและตามเข็มนาฬิกาในซีกโลกใต้) ส่วนแอนติไซโคลนหมุนไปในทิศทางตรงกันข้าม อย่างไรก็ตาม ไม่เหมือนกับในบรรยากาศของโลก แอนติไซโคลน มีจำนวนมากกว่าไซโคลนบนดาวพฤหัสบดี โดยกระแสลมหมุนวนมากกว่า 90% มีขนาดใหญ่กว่าไซโคลนแอนติไซโคลนที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง2,000 กม . ^{[ 79 ]}อายุขัยของกระแสน้ำวนบนดาวพฤหัสบดีแตกต่างกันไปตั้งแต่หลายวันจนถึงหลายร้อยปี ขึ้นอยู่กับขนาดของมัน ตัวอย่างเช่น อายุขัยเฉลี่ยของแอนติไซโคลนระหว่าง1,000 และ 6,000 กม.ในเส้นผ่านศูนย์กลางคือ 1–3 ปี^{[ 80 ]}ไม่เคยมีการสังเกตพบกระแสน้ำวนในบริเวณเส้นศูนย์สูตรของดาวพฤหัสบดี (ภายในละติจูด 10°) ซึ่งไม่เสถียร^{[ 10 ]} เช่นเดียวกับดาวเคราะห์ที่หมุนเร็วใดๆ แอนติไซโคลนของดาวพฤหัสบดีเป็นศูนย์กลาง ความดันสูงในขณะที่ไซโคลนเป็นศูนย์กลางความดันต่ำ^{[ 51 ]}

แอนติไซโคลนในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีจะถูกจำกัดอยู่ภายในโซนที่ความเร็วลมเพิ่มขึ้นตามทิศทางจากเส้นศูนย์สูตรไปยังขั้วโลก^{[ 80 ]}โดยปกติแล้วจะสว่างและปรากฏเป็นรูปวงรีสีขาว^{[ 7 ]}พวกมันสามารถเคลื่อนที่ไปตามลองจิจูดได้แต่จะคงอยู่ที่ละติจูดประมาณเดิม เนื่องจากไม่สามารถหลุดออกจากโซนที่จำกัดได้^{[ 10 ]}ความเร็วลมที่บริเวณรอบนอกของพวกมันอยู่ที่ประมาณ100 ม./วินาที [ ^{9 ] แอ}นติไซโคลนที่แตกต่างกันซึ่งตั้งอยู่ในโซนเดียวกันมักจะรวมตัวกันเมื่อเข้าใกล้กัน^{[ 82 ]}อย่างไรก็ตาม ดาวพฤหัสบดีมีแอนติไซโคลนสองแห่งที่ค่อนข้างแตกต่างจากแห่งอื่นๆ ได้แก่ จุดแดงใหญ่ (GRS) ^{[ 8 ]}และ Oval BA ^{[ 9 ]}ซึ่งก่อตัวขึ้นในปี 2000 เท่านั้น ตรงกันข้ามกับรูปวงรีสีขาว โครงสร้างเหล่านี้มีสีแดง ซึ่งอาจเป็นเพราะการขุดเอาวัสดุสีแดงจากส่วนลึกของดาวเคราะห์ขึ้นมา^{[ 8 ]}บนดาวพฤหัสบดี แอนติไซโคลนมักจะก่อตัวขึ้นจากการรวมตัวของโครงสร้างขนาดเล็ก รวมถึงพายุการพาความร้อน (ดูด้านล่าง) ^{[ 80 ]}แม้ว่ารูปวงรีขนาดใหญ่อาจเกิดขึ้นจากความไม่เสถียรของกระแสลมกรดก็ตาม ซึ่งสังเกตพบในปี 1938–1940 เมื่อรูปวงรีสีขาวจำนวนหนึ่งปรากฏขึ้นอันเป็นผลมาจากความไม่เสถียรของโซนอุณหภูมิทางใต้ ต่อมาพวกมันรวมตัวกันเพื่อก่อตัวเป็น Oval BA ^{[ 83 ]}

ตรงกันข้ามกับแอนติไซโคลน ไซโคลนของดาวพฤหัสบดีมักจะเป็นโครงสร้างขนาดเล็ก มืด และไม่สม่ำเสมอ ลักษณะที่มืดกว่าและสม่ำเสมอกว่าบางส่วนเรียกว่ารูปวงรีสีน้ำตาล (หรือตราสัญลักษณ์) ^{[ 79 ]}อย่างไรก็ตาม มีการเสนอว่ามีไซโคลนขนาดใหญ่ที่มีอายุยืนยาวอยู่บ้าง นอกจากไซโคลนขนาดกะทัดรัดแล้ว ดาวพฤหัสบดียังมีกลุ่มเส้นใยขนาดใหญ่ที่ไม่สม่ำเสมอหลายแห่ง ซึ่งแสดงให้เห็นถึง การหมุน แบบไซโคลน^{[ 7 ]}หนึ่งในนั้นตั้งอยู่ทางทิศตะวันตกของ GRS (ใน บริเวณ ร่องรอย ของมัน ) ในแถบเส้นศูนย์สูตรทางใต้^{[ 84 ]}กลุ่มเหล่านี้เรียกว่าบริเวณไซโคลน (CR) ไซโคลนจะตั้งอยู่ในแถบเหล่านี้เสมอและมีแนวโน้มที่จะรวมตัวกันเมื่อพบกัน เช่นเดียวกับแอนติไซโคลน^{[ 80 ]}

โครงสร้างเชิงลึกของกระแสน้ำวนยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้ เชื่อกันว่ากระแสน้ำวนค่อนข้างบาง เนื่องจากความหนามากกว่าประมาณ...500 กม.จะนำไปสู่ความไม่เสถียร แอนติไซโคลนขนาดใหญ่เป็นที่ทราบกันดีว่าแผ่ขยายออกไปเพียงไม่กี่สิบกิโลเมตรเหนือเมฆที่มองเห็นได้ ณ ปี 2008 สมมติฐานเบื้องต้นที่ว่ากระแสน้ำวนเป็น กลุ่ม ควันพาความร้อน ลึก (หรือคอลัมน์พาความร้อน) ไม่ได้รับการยอมรับจาก นัก วิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ ส่วนใหญ่ ^{[ 10 ]}

จุดแดงใหญ่ (GRS) เป็นพายุหมุนแอนติไซโคลน ที่คงอยู่ยาวนาน 22° ทางใต้ของเส้นศูนย์สูตรของดาวพฤหัสบดี การสังเกตการณ์จากโลกทำให้ทราบว่าพายุนี้มีอายุขัยขั้นต่ำ 350 ปี^{[ 86 ] [ 87 ]}จิอัน โดเมนิโก คาสสินีอธิบายพายุนี้ว่าเป็น "จุดถาวร" หลังจากสังเกตลักษณะดังกล่าวในเดือนกรกฎาคม ค.ศ. 1665 ร่วมกับ ยูสตาคิโอ ดิวินีช่างทำเครื่องมือของเขา^{[ 88 ]}ตามรายงานของโจวันนี บาติสตา ริชชิโอลีในปี ค.ศ. 1635 ลีแอนเดอร์ แบนด์ติอุส ซึ่งริชชิโอลีระบุว่าเป็นเจ้าอาวาสแห่งดันนิสเบิร์กผู้มี "กล้องโทรทรรศน์ที่ยอดเยี่ยม" ได้สังเกตเห็นจุดขนาดใหญ่ที่เขาอธิบายว่า "เป็นรูปวงรี มีขนาดเท่ากับหนึ่งในเจ็ดของเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวพฤหัสบดีที่ส่วนที่ยาวที่สุด" ตามที่ริชชิโอลีกล่าว "ลักษณะเหล่านี้แทบจะไม่สามารถมองเห็นได้ และหากมองเห็นได้ก็ต้องใช้กล้องโทรทรรศน์ที่มีคุณภาพและกำลังขยายที่ยอดเยี่ยมเท่านั้น" ^{[ 89 ]}จุดสำคัญนี้ได้รับการสังเกตอย่างต่อเนื่องมาตั้งแต่ทศวรรษ 1870 แล้ว

GRS หมุนทวนเข็มนาฬิกา โดยมีคาบประมาณหกวันของโลก^{[ 90 ]}หรือ 14  วัน ของดาวพฤหัสบดีขนาดของมันคือระยะทาง จากตะวันออกไปตะวันตกประมาณ 24,000–40,000 กิโลเมตร และมีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางจากเหนือจรดใต้ประมาณ12,000–14,000 กิโลเมตร จุดนี้มีขนาดใหญ่พอที่จะบรรจุดาวเคราะห์ขนาดเท่าโลกได้สองหรือสามดวง ในช่วงต้นปี 2004 จุดแดงใหญ่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณครึ่งหนึ่งของเมื่อหนึ่งศตวรรษก่อน ซึ่งตอนนั้นมันมีขนาดใหญ่มากมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 40,000 กม . หากอัตราการลดลงเป็นเช่นนี้ต่อไป อาจมีรูปร่างเป็นวงกลมได้ภายในปี 2040 แม้ว่าจะเป็นไปได้ยากเนื่องจากผลกระทบจากการบิดเบือนของกระแสลมกรดที่อยู่ใกล้เคียง^{[ 91 ]}ยังไม่ทราบว่าจุดนี้จะคงอยู่นานแค่ไหน หรือการเปลี่ยนแปลงนี้เป็นผลมาจากความผันผวนตามปกติหรือไม่^{[ 92 ]}

จากการศึกษาของนักวิทยาศาสตร์ที่มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย เบิร์กลีย์ระหว่างปี 1996 ถึง 2006 จุดดังกล่าวสูญเสียเส้นผ่านศูนย์กลางไปตามแกนหลักไป 15 เปอร์เซ็นต์ Xylar Asay-Davis ซึ่งเป็นหนึ่งในทีมที่ทำการศึกษาดังกล่าว กล่าวว่าจุดดังกล่าวไม่ได้หายไปเพราะ "ความเร็วเป็นการวัดที่แม่นยำกว่า เนื่องจากเมฆที่เกี่ยวข้องกับจุดแดงได้รับอิทธิพลอย่างมากจากปรากฏการณ์อื่นๆ อีกมากมายในชั้นบรรยากาศโดยรอบ" ^{[ 93 ]}

ข้อมูล อินฟราเรดบ่งชี้มานานแล้วว่าจุดแดงใหญ่มีอุณหภูมิต่ำกว่า (และด้วยเหตุนี้จึงอยู่สูงกว่า) เมฆส่วนใหญ่บนดาวเคราะห์ดวงอื่น^{[ 94 ]}ยอดเมฆของจุดแดงใหญ่อยู่ที่ประมาณ8 กม . เหนือเมฆโดยรอบ นอกจากนี้ การติดตามลักษณะบรรยากาศอย่างระมัดระวังเผยให้เห็นการหมุนเวียนทวนเข็มนาฬิกาของจุดตั้งแต่ปี 1966 ซึ่งการสังเกตการณ์ได้รับการยืนยันอย่างชัดเจนโดยภาพยนตร์ไทม์แลปส์ชุดแรกจากการบินผ่าน ของยาน วอยเอเจอร์^{[ 95 ]}จุดดังกล่าวถูกจำกัดพื้นที่โดยกระแสลมกรด ที่พัด ไปทางทิศตะวันออก (ตามทิศทาง) ทางใต้ และกระแสลมกรดที่พัดไปทางทิศตะวันตก (ตามทิศทาง) ทางทิศเหนือที่แรงมาก^{[ 96 ]}แม้ว่าลมรอบขอบของจุดจะมีความเร็วสูงสุดประมาณ 120 ม./วินาที (430 กม./ชม.) แต่กระแสลมภายในดูเหมือนจะหยุดนิ่ง มีการไหลเข้าหรือไหลออกเพียงเล็กน้อย^{[ 97 ]}ระยะเวลาการหมุนของจุดลดลงตามเวลา อาจเป็นผลโดยตรงจากการลดขนาดลงอย่างต่อเนื่อง^{[ 98 ]}ในปี 2010 นักดาราศาสตร์ได้ถ่ายภาพ GRS ในช่วงอินฟราเรดไกล (จาก8.5 ถึง 24 ไมโครเมตร ) ด้วยความละเอียดเชิงพื้นที่ที่สูงกว่าที่เคยมีมา และพบว่าบริเวณใจกลางที่มีสีแดงที่สุดนั้นมีอุณหภูมิสูงกว่าบริเวณโดยรอบระหว่าง3–4  K มวลอากาศอุ่นตั้งอยู่ในชั้นโทรโปสเฟียร์ตอนบนในช่วงความดัน 3–4 K200–500 มิลลิบาร์จุดศูนย์กลางที่อุ่นนี้หมุนสวนทางกันอย่างช้าๆ และอาจเกิดจากการทรุดตัวของอากาศเล็กน้อยในใจกลางของ GRS ^{[ 99 ]}

ละติจูดของจุดแดงใหญ่คงที่ตลอดระยะเวลาที่มีบันทึกการสังเกตที่ดี โดยทั่วไปจะเปลี่ยนแปลงไปประมาณหนึ่งองศา อย่างไรก็ตาม ลองจิจูด ของมัน มีการเปลี่ยนแปลงอยู่ตลอดเวลา^{[ 100 ]}เนื่องจากลักษณะที่มองเห็นได้ของดาวพฤหัสบดีไม่ได้หมุนอย่างสม่ำเสมอในทุกละติจูด นักดาราศาสตร์จึงได้กำหนดระบบที่แตกต่างกันสามระบบสำหรับการกำหนดลองจิจูด ระบบที่ 2 ใช้สำหรับละติจูดที่มากกว่า 10° และเดิมทีนั้นอิงตามอัตราการหมุนเฉลี่ยของจุดแดงใหญ่ที่ 9 ชั่วโมง 55 นาที 42 วินาที^{[ 101 ]}ถึงกระนั้น จุดดังกล่าวก็ "เคลื่อนผ่าน" ดาวเคราะห์ในระบบที่ 2 อย่างน้อย 10 ครั้งนับตั้งแต่ต้นศตวรรษที่ 19 อัตราการเคลื่อนที่ของมันเปลี่ยนแปลงไปอย่างมากในช่วงหลายปีที่ผ่านมาและเชื่อมโยงกับความสว่างของแถบเส้นศูนย์สูตรใต้ และการมีอยู่หรือไม่มีอยู่ของความปั่นป่วนเขตร้อนใต้^{[ 102 ]}

ยังไม่ทราบแน่ชัดว่าอะไรเป็นสาเหตุที่ทำให้จุดแดงใหญ่มีสีแดง ทฤษฎีที่ได้รับการสนับสนุนจากการทดลองในห้องปฏิบัติการสันนิษฐานว่าสีอาจเกิดจากโมเลกุลอินทรีย์ที่ซับซ้อน ฟอสฟอรัสแดง หรือสารประกอบกำมะถันอื่น จุดแดงใหญ่มีเฉดสีที่แตกต่างกันอย่างมาก ตั้งแต่สีแดงอิฐเกือบสนิทไปจนถึงสีส้มอ่อน หรือแม้กระทั่งสีขาว อุณหภูมิที่สูงขึ้นของบริเวณใจกลางที่มีสีแดงที่สุดเป็นหลักฐานแรกที่แสดงว่าสีของจุดได้รับผลกระทบจากปัจจัยด้านสิ่งแวดล้อม^{[ 99 ]}บางครั้งจุดจะหายไปจากสเปกตรัมที่มองเห็นได้ปรากฏให้เห็นเฉพาะในแอ่งจุดแดง ซึ่งเป็นช่องของมันในแถบเส้นศูนย์สูตรใต้ (SEB) การมองเห็นจุดแดงใหญ่ดูเหมือนจะเชื่อมโยงกับการปรากฏของ SEB เมื่อแถบเป็นสีขาวสว่าง จุดมักจะมืด และเมื่อแถบมืด จุดมักจะสว่าง ช่วงเวลาที่จุดมืดหรือสว่างเกิดขึ้นในช่วงเวลาที่ไม่แน่นอน ในช่วง 50 ปี ตั้งแต่ปี 1947 ถึง 1997 จุดที่มืดที่สุดอยู่ในช่วงปี 1961–1966, 1968–1975, 1989–1990 และ 1992–1993 ^{[ 103 ]}ในเดือนพฤศจิกายน 2014 การวิเคราะห์ข้อมูลจากภารกิจ Cassini ของ NASA เปิดเผยว่าสีแดงน่าจะเป็นผลมาจากการที่สารเคมีอย่างง่ายถูกแยกออกจากกันโดยการฉายรังสีอัลตราไวโอเลตจากดวงอาทิตย์ในชั้นบรรยากาศตอนบนของดาวเคราะห์^{[ 104 ] [ 105 ] [ 106 ]}

จุดแดงใหญ่ไม่ควรสับสนกับจุดมืดใหญ่ ซึ่งเป็นลักษณะที่สังเกตพบใกล้ขั้วเหนือของดาวพฤหัสบดี (ด้านล่าง) ในปี 2000 โดยยานอวกาศCassini–Huygens ^{[ 107 ]}ลักษณะในชั้นบรรยากาศของดาวเนปจูนก็ถูกเรียกว่าจุดมืดใหญ่ เช่น กัน ลักษณะหลังนี้ ซึ่งถ่ายภาพโดยยานVoyager 2ในปี 1989 อาจเป็นรูในชั้นบรรยากาศมากกว่าพายุ มันไม่ปรากฏอีกต่อไปในปี 1994 แม้ว่าจะมีจุดที่คล้ายกันปรากฏขึ้นทางเหนือมากขึ้นก็ตาม^{[ 108 ]}

Oval BA เป็นพายุสีแดงในซีกโลกใต้ของดาวพฤหัสบดี มีรูปร่างคล้ายกับจุดแดงใหญ่ แต่มีขนาดเล็กกว่า (มักเรียกกันเล่นๆ ว่า "จุดแดงเล็ก" "แดงเล็ก" หรือ "จุดแดงน้อย") Oval BA เป็นปรากฏการณ์ในแถบเขตอบอุ่นทางใต้ ถูกพบเห็นครั้งแรกในปี 2000 หลังจากการชนกันของพายุสีขาวขนาดเล็ก 3 ลูก และมีความรุนแรงขึ้นตั้งแต่นั้นมา^{[ 109 ]}

การก่อตัวของพายุรูปไข่สีขาวสามลูกที่ต่อมารวมกันเป็นรูปไข่ BA สามารถสืบย้อนไปได้ถึงปี 1939 เมื่อเขตอุณหภูมิต่ำทางใต้ถูกฉีกขาดโดยลักษณะมืดที่แบ่งเขตออกเป็นสามส่วนยาวๆ ผู้สังเกตการณ์ดาวพฤหัสบดี Elmer J. Reese ได้ตั้งชื่อส่วนมืดเหล่านั้นว่า AB, CD และ EF รอยแยกขยายตัว ทำให้ส่วนที่เหลือของ STZ หดตัวลงกลายเป็นรูปไข่สีขาว FA, BC และ DE ^{[ 110 ]}รูปไข่ BC และ DE รวมกันในปี 1998 ก่อตัวเป็นรูปไข่ BE จากนั้นในเดือนมีนาคมปี 2000 BE และ FA ก็รวมกัน ก่อตัวเป็นรูปไข่BA ^{[ 109 ]}

จุดแดงรูปไข่ BA เริ่มเปลี่ยนเป็นสีแดงอย่างช้าๆ ในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2548 ^{[ 111 ]}เมื่อวันที่ 24 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2549 นักดาราศาสตร์สมัครเล่น คริสโตเฟอร์ โก ค้นพบการเปลี่ยนแปลงสี โดยสังเกตว่ามันมีเฉดสีเดียวกับ GRS ^{[ 111 ]}ด้วยเหตุนี้ ดร. โทนี่ ฟิลลิปส์ นักเขียนของ NASA จึงแนะนำให้เรียกมันว่า "Red Spot Jr." หรือ "Red Jr." ^{[ 112 ]}

ในเดือนเมษายน พ.ศ. 2549 ทีมงานนักดาราศาสตร์เชื่อว่า Oval BA อาจจะเข้าใกล้ GRS ในปีนั้น จึงได้สังเกตการณ์พายุผ่านกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล [ ^{113 ] พายุ}ทั้งสองลูกจะโคจรผ่านกันทุกๆ ประมาณสองปี แต่การโคจรผ่านกันในปี พ.ศ. 2545 และ พ.ศ. 2547 ไม่ได้ก่อให้เกิดอะไรที่น่าตื่นเต้น ดร. เอมี ไซมอน -มิลเลอร์ จากศูนย์การบินอวกาศก็อดดาร์ดได้ทำนายว่าพายุทั้งสองลูกจะโคจรผ่านกันใกล้ที่สุดในวันที่ 4 กรกฎาคม พ.ศ. 2549 ^{[ 113 ]}ในวันที่ 20 กรกฎาคม พายุทั้งสองลูกถูกถ่ายภาพขณะโคจรผ่านกันโดยหอดูดาวเจมินีโดยไม่ได้เข้าใกล้กัน^{[ 114 ]}

สาเหตุที่ Oval BA เปลี่ยนเป็นสีแดงยังไม่เป็นที่เข้าใจกันดี จากการศึกษาในปี 2008 โดย ดร. Santiago Pérez-Hoyos จากมหาวิทยาลัย Basque Countryกลไกที่เป็นไปได้มากที่สุดคือ "การแพร่กระจายขึ้นและเข้าด้านในของสารประกอบสีหรือไอเคลือบที่อาจโต้ตอบกับโฟตอนพลังงานแสงอาทิตย์พลังงานสูงในระดับบนของ Oval BA ในภายหลัง" ^{[ 115 ]}บางคนเชื่อว่าพายุขนาดเล็ก (และจุดสีขาวที่เกี่ยวข้อง) บนดาวพฤหัสบดีจะเปลี่ยนเป็นสีแดงเมื่อลมมีกำลังมากพอที่จะดึงก๊าซบางชนิดจากชั้นบรรยากาศที่ลึกกว่า ซึ่งจะเปลี่ยนสีเมื่อก๊าซเหล่านั้นสัมผัสกับแสงแดด^{[ 116 ]}

จากการสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในปี 2550 พบว่ากลุ่มเมฆรูปไข่ BA กำลังทวีความรุนแรงขึ้น ความเร็วลมได้เพิ่มสูงขึ้นถึงระดับหนึ่ง618 กม./ชม . ประมาณเท่ากับในจุดแดงใหญ่และแรงกว่าพายุต้นกำเนิดใดๆ มาก^{[ 117 ] [ 118 ]}ณ เดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2551 ขนาดของมันมีขนาดประมาณเส้นผ่านศูนย์กลางของโลกซึ่งมีขนาดประมาณครึ่งหนึ่งของจุดแดงใหญ่^{[ 115 ]}

พบว่า Oval BA สูญเสียสีแดงไปในช่วงปลายปี 2018 ซึ่งเป็นการเปลี่ยนแปลงที่ Juno สังเกตเห็น^{[ 119 ]}

ไม่ควรสับสน Oval BA กับพายุขนาดใหญ่อีกลูกหนึ่งบนดาวพฤหัสบดี นั่นคือ South Tropical Little Red Spot (LRS) (ซึ่ง NASA ตั้งชื่อเล่นว่า "Baby Red Spot") ^{[ 120 ]}ซึ่งถูกทำลายโดย GRS ^{[ 116 ]}พายุลูกใหม่นี้ ซึ่งก่อนหน้านี้เป็นจุดสีขาวในภาพจากกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล เปลี่ยนเป็นสีแดงในเดือนพฤษภาคม 2008 การสังเกตการณ์นำโดยImke de Paterจากมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย เบิร์กลีย์ สหรัฐอเมริกา [ ^{121 ] Baby} Red Spot ปะทะกับ GRS ในช่วงปลายเดือนมิถุนายนถึงต้นเดือนกรกฎาคม 2008 และในระหว่างการชนกัน จุดแดงขนาดเล็กถูกฉีกเป็นชิ้นๆ เศษซากของ Baby Red Spot โคจรรอบก่อน จากนั้นก็ถูก GRS กลืนกินในภายหลัง เศษซากสุดท้ายที่มีสีแดงที่นักดาราศาสตร์ระบุได้หายไปในช่วงกลางเดือนกรกฎาคม และชิ้นส่วนที่เหลือก็ชนกับ GRS อีกครั้ง จากนั้นก็รวมเข้ากับพายุที่ใหญ่กว่าในที่สุด ชิ้นส่วนที่เหลืออยู่ของ Baby Red Spot หายไปอย่างสมบูรณ์ภายในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2551 ^{[ 120 ]}ในระหว่างการเผชิญหน้าครั้งนี้ Oval BA อยู่ในบริเวณใกล้เคียง แต่ไม่มีบทบาทที่ชัดเจนในการทำลาย Baby Red Spot ^{[ 120 ]}

พายุบนดาวพฤหัสบดีมีลักษณะคล้ายกับพายุฝนฟ้าคะนองบนโลก โดยจะปรากฏให้เห็นเป็นกลุ่มเมฆสว่างเป็นกระจุกมีขนาด 1,000 กิโลเมตรซึ่งปรากฏขึ้นเป็นครั้งคราวในบริเวณพายุหมุน โดยเฉพาะอย่างยิ่งภายในกระแสลมแรงที่พัดไปทางทิศตะวันตก (ย้อนกลับ) ^{[ 123 ]}ตรงกันข้ามกับกระแสลมหมุน พายุเป็นปรากฏการณ์ที่มีอายุสั้น พายุที่รุนแรงที่สุดอาจคงอยู่ได้หลายเดือน ในขณะที่อายุเฉลี่ยเพียง 3-4 วัน^{[ 123 ]}เชื่อกันว่าพายุเหล่านี้เกิดจากการพาความร้อนชื้นภายในชั้นโทรโพสเฟียร์ของดาวพฤหัสบดีเป็นหลัก พายุเป็นเสาการพาความร้อนสูง ( กลุ่มควัน ) ซึ่งนำอากาศชื้นจากส่วนลึกขึ้นไปยังส่วนบนของชั้นโทรโพสเฟียร์ ซึ่งจะควบแน่นเป็นเมฆ ความสูงในแนวดิ่งโดยทั่วไปของพายุบนดาวพฤหัสบดีอยู่ที่ประมาณ100 กม. ; เนื่องจากขยายจากระดับความดันประมาณ5–7 บาร์ซึ่งเป็นตำแหน่งฐานของชั้นเมฆน้ำสมมุติ ไปจนถึงระดับสูงถึง0.2–0.5บาร์^{[ 124 ]}

พายุบนดาวพฤหัสบดีมักเกี่ยวข้องกับฟ้าผ่า เสมอ การถ่ายภาพซีกโลกด้านกลางคืนของดาวพฤหัสบดีโดย ยานอวกาศ กาลิเลโอและแคสสินีเผยให้เห็นแสงวาบเป็นประจำในแถบดาวพฤหัสบดีและใกล้กับตำแหน่งของกระแสลมที่พัดไปทางทิศตะวันตก โดยเฉพาะอย่างยิ่งที่ละติจูด 51°N, 56°S และ 14°S ^{[ 125 ]}บนดาวพฤหัสบดี ฟ้าผ่ามีพลังงานเฉลี่ยมากกว่าบนโลกหลายเท่า อย่างไรก็ตาม ฟ้าผ่าเกิดขึ้นไม่บ่อยนักพลังงาน แสง ที่ปล่อยออกมาจากพื้นที่ที่กำหนดนั้นคล้ายกับบนโลก^{[ 125 ]}ตรวจพบแสงวาบเล็กน้อยในบริเวณขั้วโลก ทำให้ดาวพฤหัสบดีเป็นดาวเคราะห์ดวงที่สองที่รู้จักรองจากโลกที่แสดงฟ้าผ่าบริเวณขั้วโลก^{[ 126 ]}เครื่องวัดรังสีไมโครเวฟ ( จูโน )ตรวจพบฟ้าผ่าอีกมากมายในปี 2018

ทุกๆ 15-17 ปี ดาวพฤหัสบดีจะเผชิญกับพายุที่มีความรุนแรงเป็นพิเศษ พายุเหล่านี้ปรากฏขึ้นที่ละติจูด 23°เหนือ ซึ่งเป็นบริเวณที่มีกระแสลมตะวันออกแรงที่สุด150 ม./วินาทีตั้งอยู่ ณ ตำแหน่งดังกล่าว ครั้งสุดท้ายที่มีการสังเกตเหตุการณ์เช่นนี้คือในเดือนมีนาคม-มิถุนายน พ.ศ. 2550 ^{[ 124 ]}พายุสองลูกปรากฏขึ้นในแถบเขตอบอุ่นทางเหนือ ห่างกัน 55° ในแนวยาว พายุทั้งสองลูกรบกวนแถบดังกล่าวอย่างมาก วัสดุสีดำที่ถูกพัดออกมาจากพายุผสมกับเมฆและเปลี่ยนสีของแถบ พายุเคลื่อนที่ด้วยความเร็วสูงถึง170 ม./วินาทีเร็วกว่ากระแสลมเจ็ตเล็กน้อย บ่งชี้ว่ามีลมแรงอยู่ลึกในชั้นบรรยากาศ^{[ 124 ] [d]}

ลักษณะเด่นอื่นๆ ของดาวพฤหัสบดีคือพายุไซโคลนที่อยู่ใกล้ขั้วเหนือและขั้วใต้ของดาวเคราะห์ พายุเหล่านี้เรียกว่าพายุไซโคลนรอบขั้ว (CPC) และได้รับการสังเกตโดยยานอวกาศจูโนโดยใช้ JunoCam และ JIRAM พายุไซโคลนเหล่านี้ได้รับการสังเกตมาประมาณ 5 ปีแล้ว เนื่องจากจูโนโคจรรอบดาวพฤหัสบดีครบ 39 รอบ^{[ 127 ]}ขั้วเหนือมีพายุไซโคลน 8 ลูกเคลื่อนที่รอบพายุไซโคลนกลาง (NPC) ในขณะที่ขั้วใต้มีพายุไซโคลนเพียง 5 ลูกรอบพายุไซโคลนกลาง (SPC) โดยมีช่องว่างระหว่างพายุไซโคลนลูกแรกและลูกที่สอง^{[ 128 ]}พายุไซโคลนเหล่านี้มีลักษณะคล้ายพายุเฮอริเคนบนโลกที่มีแขนเกลียวตามหลังและมีศูนย์กลางที่หนาแน่นกว่า แม้ว่าจะมีความแตกต่างกันระหว่างศูนย์กลางขึ้นอยู่กับพายุไซโคลนแต่ละลูกก็ตาม โดยทั่วไปแล้ว CPC ทางเหนือจะรักษารูปร่างและตำแหน่งไว้ได้ดีกว่า CPC ทางใต้ ซึ่งอาจเป็นเพราะความเร็วลมที่เร็วกว่าในทางใต้ ซึ่งความเร็วลมสูงสุดอยู่ที่ประมาณ80 ถึง 90 ม./วินาที [ ^{129 ] แม้ว่า}จะมีการเคลื่อนไหวมากขึ้นในกลุ่ม CPC ทางใต้ แต่พวกมันก็มีแนวโน้มที่จะรักษารูปทรงห้าเหลี่ยมเมื่อเทียบกับขั้วโลก นอกจากนี้ยังพบว่าความเร็วลมเชิงมุมเพิ่มขึ้นเมื่อเข้าใกล้ศูนย์กลางและรัศมีเล็กลง ยกเว้นพายุไซโคลนลูกหนึ่งทางเหนือ ซึ่งอาจมีการหมุนในทิศทางตรงกันข้าม ความแตกต่างในจำนวนพายุไซโคลนทางเหนือเมื่อเทียบกับทางใต้น่าจะเกิดจากขนาดของพายุไซโคลน^{[ 130 ]} CPC ทางใต้มีแนวโน้มที่จะมีขนาดใหญ่กว่า โดยมีรัศมีตั้งแต่5,600 ถึง 7,000 กิโลเมตรในขณะที่ CPC ทางเหนือมีช่วงตั้งแต่4,000 ถึง 4,600 กม . ^{[ 131 ]}

กลไกสำหรับเสถียรภาพของโครงสร้างสมมาตรสองแบบของพายุไซโคลนนี้เป็นผลมาจากBeta-driftซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่ทราบกันดีว่าทำให้พายุไซโคลนเคลื่อนที่ไปทางขั้วโลกและพายุแอนติไซโคลนเคลื่อนที่ไปทางเส้นศูนย์สูตรเนื่องจากการอนุรักษ์โมเมนตัมตาม เส้น กระแสในกระแสน้ำวนภายใต้การเปลี่ยนแปลงของพารามิเตอร์โคริโอลิส [ ^{132 ] ดังนั้น}พายุไซโคลนที่ก่อตัวในบริเวณขั้วโลกอาจรวมตัวกันที่ขั้วโลกและก่อตัวเป็นพายุไซโคลนขั้วโลกเช่นเดียวกับที่สังเกตได้ที่ขั้วของดาวเสาร์ [ ^{133 ] [ 134 ] พายุ}ไซโคลนขั้วโลก (พายุไซโคลนกลางในรูปหลายเหลี่ยม) ยังปล่อย สนาม กระแสน้ำวนซึ่งสามารถขับไล่พายุไซโคลนอื่น ๆ (ดูปรากฏการณ์ฟูจิวาระ ) คล้ายกับปรากฏการณ์เบตา ละติจูด ที่พายุหมุนรอบขั้วโลกตั้งอยู่ (~84°) สอดคล้องกับสมมติฐานที่ว่าแรงเบตาดริฟต์ไปทางขั้วโลกจะสมดุลกับการผลักดันของพายุหมุนขั้วโลกไปทางเส้นศูนย์สูตรบนพายุหมุนรอบขั้วโลก^{[ 130 ]}โดยสมมติว่ามีวงแหวนแอนติไซโคลนอยู่รอบๆ ซึ่งสอดคล้องกับการจำลองแบบจำลอง^{[ 135 ]}และการสังเกต^{[ 130 ]}

พายุไซโคลนทางเหนือมักรักษารูปทรงแปดเหลี่ยมโดยมีศูนย์กลางอยู่ที่ NPC พายุไซโคลนทางเหนือมีข้อมูลน้อยกว่าพายุไซโคลนทางใต้เนื่องจากแสงสว่างที่จำกัดในช่วงฤดูหนาวของขั้วโลกเหนือ ทำให้ JunoCam วัดตำแหน่งของ CPC ทางเหนือได้อย่างแม่นยำในแต่ละรอบที่โคจรใกล้ดาวพฤหัสบดี (53 วัน) ได้ยาก แต่ JIRAM สามารถรวบรวมข้อมูลได้มากพอที่จะทำความเข้าใจ CPC ทางเหนือได้ แสงสว่างที่จำกัดทำให้มองเห็นศูนย์กลางพายุไซโคลนทางเหนือได้ยาก แต่ด้วยการโคจร 4 รอบ ทำให้สามารถมองเห็น NPC ได้บางส่วนและระบุโครงสร้างแปดเหลี่ยมของพายุไซโคลนได้ แสงสว่างที่จำกัดยังทำให้มองเห็นการเคลื่อนที่ของพายุไซโคลนได้ยาก แต่การสังเกตการณ์เบื้องต้นแสดงให้เห็นว่า NPC อยู่ห่างจากขั้วโลกประมาณ 0.5° และ CPC โดยทั่วไปยังคงรักษาระตำแหน่งรอบศูนย์กลางไว้ แม้ว่าการเก็บข้อมูลจะทำได้ยากขึ้น แต่ก็พบว่า CPC ทางเหนือมีอัตราการเคลื่อนตัวประมาณ 1° ถึง 2.5° ต่อรอบที่โคจรใกล้ดาวพฤหัสบดีไปทางทิศตะวันตก พายุหมุนที่เจ็ดทางทิศเหนือ (n7) เคลื่อนตัวออกไปไกลกว่าพายุลูกอื่นเล็กน้อย ซึ่งเป็นผลมาจากปรากฏการณ์วงรีสีขาวแอนติไซโคลน (AWO) ที่ดึงพายุลูกนี้ให้ห่างจากศูนย์กลางพายุ (NPC) ทำให้รูปทรงแปดเหลี่ยมบิดเบี้ยวไปเล็กน้อย

ตำแหน่งทันทีของพายุไซโคลนขั้วโลกใต้ได้รับการติดตามเป็นเวลา 5 ปีโดย เครื่องมือ JIRAMและJunoCam ^[ 136 ^{] ตำแหน่งเมื่อเวลาผ่านไปเผยให้เห็นว่าก่อตัวเป็นการเคลื่อนที่แบบแกว่งของพายุไซโคลนทั้ง 6 ลูก}โดยมีคาบประมาณหนึ่งปี (โลก) และรัศมีประมาณ400 กม . ^{[ 137 ]}การแกว่งไปมารอบตำแหน่งเฉลี่ยของ CPC เหล่านี้ได้รับการอธิบายว่าเป็นผลมาจากความไม่สมดุลระหว่างการเคลื่อนตัวแบบเบต้า ซึ่งดึง CPC ไปทางขั้วโลก และแรงผลักดันที่เกิดขึ้นเนื่องจากการปฏิสัมพันธ์ระหว่างพายุไซโคลน คล้ายกับระบบสปริง 6 ตัว^{[ 137 ]}นอกเหนือจากการเคลื่อนที่เป็นระยะนี้แล้ว ยังพบว่าพายุไซโคลนขั้วโลกใต้เคลื่อนตัวไปทางทิศตะวันตกด้วย7.5°/ปี± 0.7°/ปี [ ^{138 ] สาเหตุ}ของการเคลื่อนตัวนี้ยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด

พายุหมุนรอบขั้วโลกมีรูปร่างที่แตกต่างกัน โดยเฉพาะทางเหนือ ซึ่งพายุหมุนจะมีโครงสร้างแบบ "เต็ม" หรือ "วุ่นวาย" ส่วนด้านในของพายุหมุนแบบ "วุ่นวาย" จะมีริ้วและจุดเมฆขนาดเล็ก ส่วนพายุหมุนแบบ "เต็ม" จะมีบริเวณรูปกลีบดอกไม้ที่มีขอบเขตชัดเจน ขอบใกล้ศูนย์กลางเป็นสีขาวสว่าง ส่วนด้านในจะเป็นสีเข้ม ทางเหนือมีพายุหมุนแบบ "เต็ม" 4 ลูก และพายุหมุนแบบ "วุ่นวาย" 4 ลูก ส่วนพายุหมุนทางใต้ทั้งหมดมีโครงสร้างเกลียวขนาดเล็กที่กว้างขวางอยู่ด้านนอก แต่ขนาดและรูปร่างของพายุหมุนเหล่านี้แตกต่างกัน การสังเกตพายุหมุนทำได้น้อยมากเนื่องจากมุมของดวงอาทิตย์ต่ำและมีหมอกปกคลุมอยู่เหนือชั้นบรรยากาศ แต่จากการสังเกตเพียงเล็กน้อยพบว่าพายุหมุนมีสีแดง

รูปแบบปกติของแถบและโซนบางครั้งอาจถูกรบกวนเป็นระยะเวลาหนึ่ง การรบกวนประเภทหนึ่งโดยเฉพาะคือการมืดลงเป็นเวลานานของโซนเขตร้อนทางใต้ ซึ่งโดยปกติเรียกว่า "ความปั่นป่วนในเขตร้อนทางใต้" (STD) STD ที่มีอายุยาวนานที่สุดในประวัติศาสตร์ที่บันทึกไว้เกิดขึ้นตั้งแต่ปี 1901 จนถึงปี 1939 โดยPercy B. Molesworth เป็นผู้พบเห็นเป็นครั้งแรก เมื่อวันที่ 28 กุมภาพันธ์ 1901 มันมีลักษณะเป็นการมืดลงในบางส่วนของโซนเขตร้อนทางใต้ที่ปกติจะสว่าง มีการบันทึกความปั่นป่วนที่คล้ายกันหลายครั้งในโซนเขตร้อนทางใต้ตั้งแต่นั้นมา^{[ 139 ]}

ลักษณะที่ลึกลับที่สุดอย่างหนึ่งในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีคือจุดร้อน ในบริเวณเหล่านี้ อากาศค่อนข้างปราศจากเมฆ และความร้อนสามารถหลุดออกมาจากส่วนลึกได้โดยไม่มีการดูดซับมากนัก จุดเหล่านี้มีลักษณะเป็นจุดสว่างในภาพอินฟราเรดที่ความยาวคลื่นประมาณ 5 μm ^{[ 51 ]}โดยส่วนใหญ่จะอยู่ในแถบ แม้ว่าจะมีจุดร้อนที่โดดเด่นเรียงเป็นแถวอยู่ที่ขอบด้านเหนือของเขตเส้นศูนย์สูตรยานสำรวจกาลิเลโอได้ลงไปในจุดร้อนเส้นศูนย์สูตรจุดหนึ่ง จุดร้อนเส้นศูนย์สูตรแต่ละจุดจะเกี่ยวข้องกับกลุ่มเมฆ สว่าง ที่อยู่ทางทิศตะวันตกและแผ่ขยายขึ้นไปจนถึงมีขนาด10,000 กม . ^{[ 5 ]}จุดร้อนโดยทั่วไปมีรูปร่างกลม แม้ว่าจะไม่เหมือนกระแสน้ำวนก็ตาม^{[ 51 ]}

ที่มาของจุดร้อนยังไม่ชัดเจน อาจเป็นกระแสลมลงที่อากาศที่ไหลลงจะได้ รับความร้อนและแห้ง แบบอะเดียแบติกหรืออาจเป็นการแสดงออกของคลื่นระดับดาวเคราะห์ สมมติฐานหลังนี้อธิบายรูปแบบเป็นคาบของจุดร้อนบริเวณเส้นศูนย์สูตรได้^{[ 5 ] [ 51 ]}

ในปี พ.ศ. 2496 การทดลองของมิลเลอร์-ยูเรย์พิสูจน์ว่าการรวมกันของฟ้าผ่าและสารประกอบที่มีอยู่ในชั้นบรรยากาศของโลกยุคดึกดำบรรพ์สามารถก่อตัวเป็นสารอินทรีย์ (รวมถึงกรดอะมิโน) ซึ่งสามารถใช้เป็นรากฐานของสิ่งมีชีวิตได้ ชั้นบรรยากาศจำลองประกอบด้วยโมเลกุลของน้ำ มีเทน แอมโมเนีย และไฮโดรเจน ซึ่งสารเหล่านี้ทั้งหมดพบได้ในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีในปัจจุบัน ชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีมีการไหลเวียนของอากาศในแนวดิ่งที่รุนแรงซึ่งพัดพาสารประกอบเหล่านี้ไปยังบริเวณที่ต่ำกว่า แต่มีอุณหภูมิที่สูงกว่าภายในดาวพฤหัสบดี ซึ่งจะทำให้สารเคมีเหล่านี้สลายตัวและขัดขวางการก่อตัวของสิ่งมีชีวิตที่คล้ายกับบนโลก^{[ 140 ]}คาร์ล ซาแกนและเอ็ดวิน อี. ซัลปีเตอร์ได้ ตั้งข้อสันนิษฐานนี้ไว้

นักดาราศาสตร์ยุคต้นสมัยใหม่ใช้กล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กบันทึกการเปลี่ยนแปลงลักษณะของชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี^{[ 141 ]}คำอธิบายของพวกเขา—เช่น แถบและโซน จุดสีน้ำตาลและจุดสีแดง กลุ่มควัน เรือบรรทุก พวงมาลัย และริ้ว—ยังคงใช้กันอยู่^{[ 142 ]}คำศัพท์อื่นๆ เช่น การหมุนวน การเคลื่อนที่ในแนวดิ่ง ความสูงของเมฆ ได้ถูกนำมาใช้ในภายหลังในศตวรรษที่ 20 ^{[ 141 ]}

การสังเกตการณ์บรรยากาศของดาวพฤหัสบดีครั้งแรกด้วยความละเอียดสูงกว่าที่ทำได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์บนโลกนั้น ได้ดำเนินการโดยยาน อวกาศ ไพโอเนียร์ 10และไพโอเนียร์ 11ภาพที่มีรายละเอียดอย่างแท้จริงภาพแรกของบรรยากาศดาวพฤหัสบดีนั้นได้มาจากยานวอยเอเจอร์ [ ^{141 ] ยาน}อวกาศทั้งสองลำสามารถถ่ายภาพรายละเอียดด้วยความละเอียดต่ำถึงมีขนาด 5 กม.ในสเปกตรัมต่างๆ และยังสามารถสร้าง "ภาพยนตร์เข้าใกล้" ของชั้นบรรยากาศที่กำลังเคลื่อนที่ได้^{[ 141 ]}ยานสำรวจกาลิเลโอซึ่งประสบปัญหาเสาอากาศ มองเห็นชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีน้อยลง แต่มีความละเอียดเฉลี่ยที่ดีกว่าและแบนด์วิดท์สเปกตรัมที่กว้างกว่า^{[ 141 ]}

ปัจจุบัน นักดาราศาสตร์สามารถเข้าถึงบันทึกกิจกรรมในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีได้อย่างต่อเนื่องด้วยกล้องโทรทรรศน์ เช่น กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ซึ่งแสดงให้เห็นว่าชั้นบรรยากาศนั้นถูกรบกวนอย่างรุนแรงเป็นครั้งคราว แต่โดยรวมแล้วมีความเสถียรอย่างน่าทึ่ง^{[ 141 ]}การเคลื่อนที่ในแนวดิ่งของชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีส่วนใหญ่ถูกกำหนดโดยการระบุแก๊สปริมาณน้อยด้วยกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน^{[ 141 ]} การศึกษา ทางสเปกโทรสโกปีหลังจากการชนของดาวหางชูเมกเกอร์-เลวี 9ทำให้เห็นภาพองค์ประกอบของดาวพฤหัสบดีใต้ชั้นเมฆมีการบันทึกการมีอยู่ของกำมะถันไดอะตอมิก ( S2 ₎และคาร์บอนไดซัลไฟด์ ( CS2 ₎ ซึ่งเป็นการตรวจพบครั้งแรกของทั้งสองชนิดในดาวพฤหัสบดี และเป็นการตรวจพบ S2 _{ครั้ง} ที่สอง ในวัตถุทางดาราศาสตร์ ใดๆ พร้อมกับโมเลกุลอื่นๆ เช่นแอมโมเนีย ( NH3 ) และไฮโดรเจนซัลไฟด์ ( _H2S )ในขณะที่ ไม่พบโมเลกุลที่มี ออกซิเจนเช่นซัลเฟอร์ไดออกไซด์ซึ่ง_เป็นเรื่องที่น่าประหลาดใจสำหรับนักดาราศาสตร์^{[ 143 ]}

ยานสำรวจบรรยากาศกาลิเลโอขณะที่พุ่งลงสู่ดาวพฤหัสบดี ได้ทำการวัดความเร็วลม อุณหภูมิ องค์ประกอบ เมฆ และระดับรังสีอย่างละเอียด22 บาร์อย่างไรก็ตาม ต่ำกว่านั้น1 บาร์ที่อื่นบนดาวพฤหัสบดีมีความไม่แน่นอนในปริมาณ^{[ 141 ]}

การพบเห็น GRS ครั้งแรกมักถูกยกให้เป็นผลงานของโรเบิร์ต ฮุคซึ่งบรรยายถึงจุดหนึ่งบนดาวเคราะห์ดวงนี้ในเดือนพฤษภาคม ค.ศ. 1664 อย่างไรก็ตาม เป็นไปได้ว่าจุดที่ฮุคบรรยายนั้นอยู่ในแถบที่ไม่ถูกต้อง (แถบเส้นศูนย์สูตรเหนือ เทียบกับตำแหน่งปัจจุบันในแถบเส้นศูนย์สูตรใต้) คำอธิบายของ โจวันนี คาสสินี เกี่ยวกับ "จุดถาวร" ในปีถัดมานั้นน่าเชื่อถือกว่ามาก ^{[ 88 ]} ด้วยความผันผวนของการมองเห็น จุดที่คาสสินี บรรยายนั้นถูกสังเกตพบตั้งแต่ปี ค.ศ. 1665 ถึง ค.ศ. 1713 ^{[ 144 ]}

ปริศนาเล็กน้อยเกี่ยวกับจุดบนดาวพฤหัสบดีที่ปรากฏบนผืนผ้าใบของโดนาโต เครติซึ่งจัดแสดงอยู่ในวาติกัน ราวปี ค.ศ. 1700 ^{[ 145 ] [ 146 ]}เป็นส่วนหนึ่งของชุดภาพวาดที่ใช้วัตถุบนท้องฟ้าที่แตกต่างกัน (ขยายใหญ่ขึ้น) เป็นฉากหลังสำหรับฉากต่างๆ ของอิตาลี โดยนักดาราศาสตร์ยูสตาคิโอ มันเฟ รดี เป็นผู้ควบคุมดูแลการสร้างภาพวาดทั้งหมด เพื่อให้มีความถูกต้องแม่นยำ ภาพวาดของเครติเป็นภาพแรกที่ทราบกันว่าแสดงให้เห็น GRS เป็นสีแดง ไม่มีลักษณะใดของดาวพฤหัสบดีที่ได้รับการอธิบายอย่างเป็นทางการว่าเป็นสีแดงก่อนปลายศตวรรษที่ 19 ^{[ 146 ]}

GRS ในปัจจุบันถูกพบเห็นครั้งแรกหลังปี 1830 และได้รับการศึกษาอย่างละเอียดหลังจากปรากฏให้เห็นอย่างเด่นชัดในปี 1879 มีช่องว่าง 118 ปีคั่นระหว่างการสังเกตการณ์ที่เกิดขึ้นหลังปี 1830 กับการค้นพบในศตวรรษที่ 17 ไม่ทราบว่าจุดเดิมสลายไปแล้วก่อตัวขึ้นใหม่หรือไม่ จางหายไป หรือแม้แต่บันทึกการสังเกตการณ์ไม่ดี^{[ 103 ]}จุดที่เก่ากว่ามีประวัติการสังเกตการณ์สั้นกว่าและเคลื่อนที่ช้ากว่าจุดในปัจจุบัน ซึ่งทำให้ไม่น่าจะเป็นไปได้ที่จะเป็นจุดเดียวกัน^{[ 145 ]}

เมื่อวันที่ 25 กุมภาพันธ์ 1979 ขณะที่ ยานอวกาศ วอยเอเจอร์ 1อยู่ห่างจากดาวพฤหัสบดี 9.2 ล้านกิโลเมตร มันได้ส่งภาพรายละเอียดสูงของจุดแดงใหญ่กลับมายังโลกเป็นครั้งแรก โดยแสดงรายละเอียดของกลุ่มเมฆที่มีขนาดเล็กมากสามารถมองเห็นได้กว้าง 160 กิโลเมตรรูปแบบเมฆเป็นคลื่นหลากสีสันที่เห็นทางทิศตะวันตก (ซ้าย) ของ GRS คือบริเวณร่องรอยของจุด ซึ่งมีการสังเกตการเคลื่อนที่ของเมฆที่ซับซ้อนและแปรผันอย่างมาก^{[ 147 ]}

วงรีสีขาวที่มีอายุยืนยาวสามวงก่อตัวขึ้นราวปี 1940 ในเขตภูมิอากาศอบอุ่นทางใต้ ในปี 1939 ส่วนสีเข้มขนาดเล็กสามส่วนพัฒนาขึ้นใน STZ แบ่ง STZ ออกเป็นแถบสีอ่อนยาวสามแถบ ส่วนสีเข้มขยายตัวอย่างรวดเร็ว และในช่วงทศวรรษ 1940 บริเวณสีขาวหดตัวลงเป็นรูปวงรีเอลเมอร์ เจ. รีสตั้งชื่อส่วนสีเข้มว่า AB, CD และ EF และส่วนสีขาวที่อยู่ระหว่างนั้นว่า BC, DE และ FA ^{[ 148 ]} ในช่วงต้นทศวรรษ 1940 ส่วนสีขาวหดตัวลงเป็นรูปวงรีซึ่งครอบคลุมพื้นที่ประมาณ 90 องศาของเส้นลองจิจูดและถูกเรียกว่า 'วงรีสีขาว' วงรีเหล่านี้หดตัวอย่างรวดเร็วในช่วงทศวรรษแรก จากนั้นช้าลง และในที่สุดก็คงที่ในพื้นที่กว้าง 10 องศาในปี 1965 ^{[ 149 ]}เมื่อพวกมันหดตัวลง พวกมันก็อพยพไปทางเหนือและฝังตัวอยู่ในเข็มขัดภูมิอากาศอบอุ่นทางใต้ "ขุด" ช่องว่างใน STB ^{[ 150 ]}แท้จริงแล้ว เช่นเดียวกับ GRS การหมุนเวียนของพวกมันถูกจำกัดโดยกระแสลมกรด สองกระแสที่ตรงข้ามกัน ที่ขอบเขตทางเหนือและทางใต้ โดยมีกระแสลมกรดไปทางตะวันออกทางเหนือและกระแสลมกรดที่พัดย้อนกลับไปทางตะวันตกทางใต้^{[ 149 ]}

การเคลื่อนที่ตามแนวยาวของวงรีดูเหมือนจะได้รับอิทธิพลจากสองปัจจัย ได้แก่ ตำแหน่งของดาวพฤหัสบดีในวงโคจร (วงรีเคลื่อนที่เร็วขึ้นเมื่ออยู่ ห่าง จากดวงอาทิตย์ มากที่สุด ) และความใกล้ชิดกับ GRS (วงรีเร่งความเร็วขึ้นเมื่ออยู่ห่างจากจุด GRS ไม่เกิน 50 องศา) ^{[ 151 ]}แนวโน้มโดยรวมของอัตราการเคลื่อนที่ของวงรีสีขาวคือการชะลอตัว โดยลดลงครึ่งหนึ่งระหว่างปี 1940 ถึง 1990 ^{[ 152 ]}

ในระหว่าง การบินผ่านของ ยานวอยเอเจอร์ วงรีเหล่านั้นขยายออกไปโดยประมาณระยะทาง 9,000 กิโลเมตรจากตะวันออกไปตะวันตกระยะทาง 5,000 กม.จากเหนือจรดใต้ และหมุนรอบตัวเองทุกๆ ห้าวัน (เทียบกับหกวันสำหรับ GRS ในขณะนั้น) ^{[ 153 ]}

เริ่มตั้งแต่ปี 1998 วงรีทั้งสามเริ่มรวมเข้าด้วยกัน วงรี DE และ FA รวมกันเป็นวงรี DA ก่อน จากนั้นในปี 2000 วงรี BC และ DA รวมกันเป็นวงรี BA ^{[ 148 ]} วงรี BA เริ่มเปลี่ยนเป็นสีแดงในปี 2005 เป็นสีแดงตั้งแต่ปี 2006 ถึง 2008 จากนั้นค่อยๆ จางลงจนเป็นสีขาวในปี 2019 ^{[ 154 ]}

• ดาวหางชูเมกเกอร์-เลวี 9
• ดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะ (หลายดวงมีขนาดใหญ่กว่าดาวพฤหัสบดี )
• ยานอวกาศกาลิเลโอ (ภารกิจที่ประกอบด้วยทั้งยานโคจรและยานสำรวจชั้นบรรยากาศ )
• ยานสำรวจจูโน
• เหตุการณ์การชนของดาวพฤหัสบดีในปี 2009
• เหตุการณ์การชนของดาวพฤหัสบดีในปี 2010
• ยูลิสซีส (ยานอวกาศ)
• วอยเอเจอร์ 1 , วอยเอเจอร์ 2

• บีตตี, เคลลี เจ.; ปีเตอร์สัน, แคโรลีน คอลลินส์; ไชกิ, แอนดรูว์, บรรณาธิการ (1999). ระบบสุริยะใหม่ (ฉบับที่ 4). แมสซาชูเซตส์: สกายพับลิชชิงคอร์ปอเรชั่น. ISBN 978-0-933346-86-4. OCLC  39464951 .
• พีค, เบอร์แทรนด์ เอ็ม. (1981). ดาวพฤหัสบดี: คู่มือสำหรับผู้สังเกตการณ์ (ฉบับปรับปรุง). ลอนดอน: เฟเบอร์ แอนด์ เฟเบอร์ ลิมิเต็ด. ISBN 978-0-571-18026-4. OCLC  8318939 .
• วิลเลียมส์, แกเร็ธ พี. (1975). "การหมุนเวียนของบรรยากาศดาวพฤหัสบดี" (PDF) . Nature . 257 (5529): 778. Bibcode : 1975Natur.257..778W . doi : 10.1038/257778a0 . S2CID  43539227 .
• Williams, Gareth P. (1978). "การหมุนเวียนของดาวเคราะห์: 1. การแสดงภาพแบบบารอโทรปิกของความปั่นป่วนของดาวพฤหัสบดีและโลก" (PDF)วารสารวิทยาศาสตร์บรรยากาศ 35 ( 8): 1399– 1426. Bibcode : 1978JAtS...35.1399W . doi : 10.1175/1520-0469(1978)035<1399:PCBROJ>2.0.CO;2 .
• วิลเลียมส์, แกเร็ธ พี. (1985). "แบบจำลองบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีและการเปรียบเทียบ" (PDF)ใน ซอลท์ซแมน, แบร์รี; มานาเบะ, ซูคุโระ (บรรณาธิการ). ประเด็นในแบบจำลองบรรยากาศและมหาสมุทร ตอนที่ ก: พลวัตของสภาพภูมิอากาศ ความก้าวหน้าทางธรณีฟิสิกส์ เล่มที่ 28A ออร์แลนโด รัฐฟลอริดา: สำนักพิมพ์วิชาการ หน้า  381–429รหัสบรรณานุกรม : 1985AdGeo..28..381W doi : 10.1016/S0065-2687(08) 60231-9 ISBN 0-12-018828-7.
• Williams, Gareth P. (1996). "พลศาสตร์ของดาวพฤหัสบดี ตอนที่ 1: เสถียรภาพ โครงสร้าง และการกำเนิดของกระแสน้ำวน" (PDF)วารสารวิทยาศาสตร์บรรยากาศ 53 ( 18): 2685– 2734. Bibcode : 1996JAtS...53.2685W . doi : 10.1175/1520-0469(1996)053<2685:JDPVSS>2.0.CO;2 .
• วิลเลียมส์, แกเร็ธ พี. (1997). "กระแสลมหมุนวนของดาวเคราะห์และโครงสร้างแนวดิ่งของดาวพฤหัสบดี" (PDF)วารสารการวิจัยทางธรณีฟิสิกส์ 102 ( E4): 9303– 9308. รหัสบรรณานุกรม : 1997JGR...102.9303W . doi : 10.1029/97JE00520 .
• Williams, Gareth P. (2002). "พลศาสตร์ของดาวพฤหัสบดี ตอนที่ 2: การกำเนิดและการปรับสมดุลของกลุ่มกระแสน้ำวน" (PDF)วารสารวิทยาศาสตร์บรรยากาศ 59 ( 8): 1356– 1370. Bibcode : 2002JAtS...59.1356W . doi : 10.1175/1520-0469(2002)059<1356:JDPITG>2.0.CO;2 .
• Williams, Gareth P. (2003). "พลศาสตร์ของดาวพฤหัสบดี ตอนที่ 3: กระแสลมเจ็ตหลายกระแสที่เคลื่อนที่และบริเวณเส้นศูนย์สูตร" (PDF)วารสารวิทยาศาสตร์บรรยากาศ 60 ( 10): 1270– 1296. Bibcode : 2003JAtS...60.1270W . doi : 10.1175/1520-0469(2003)60<1270:JDPIMM>2.0.CO;2 .
• Williams, Gareth P. (2003). "ความไม่เสถียรของบารอโทรปิกและการหมุนรอบตัวเองเหนือเส้นศูนย์สูตร" (PDF)วารสารวิทยาศาสตร์บรรยากาศ60 (17): 2136– 2152. Bibcode : 2003JAtS...60.2136W . CiteSeerX  10.1.1.144.5975 . doi : 10.1175/1520-0469(2003)060<2136:BIAES>2.0.CO;2 .
• Williams, Gareth P. (2003). "Super Circulations" (PDF) . Bulletin of the American Meteorological Society . 84 (9): 1190.
• Williams, Gareth P. (2003). "กลุ่มนักเดินทาง" (PDF) . วารสารสมาคมอุตุนิยมวิทยาแห่งประเทศญี่ปุ่น . 81 (3): 439– 476. Bibcode : 2003JMeSJ..81..439W . doi : 10.2151/jmsj.81.439 .
• Williams, Gareth P. (2006). "การหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็วในเขตร้อนและความไม่เสถียรแบบบารอโทรปิก: รูปแบบความเสถียรแบบคงที่" (PDF)วารสารวิทยาศาสตร์บรรยากาศ 63 ( 5): 1548– 1557. Bibcode : 2006JAtS...63.1548W . doi : 10.1175/JAS3711.1 .
• หยาง, ซาราห์ (21 เมษายน 2547). "นักวิจัยทำนายการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศโลกบนดาวพฤหัสบดี ขณะที่จุดบนดาวเคราะห์ยักษ์กำลังหายไป"ข่าวจากมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย เบิร์กลีย์. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 9 มิถุนายน 2550. สืบค้นเมื่อ14 มิถุนายน 2550 .
• Youssef, Ashraf; Marcus, Philip S. (2003). "พลวัตของวงรีสีขาวของดาวพฤหัสบดีตั้งแต่การก่อตัวจนถึงการรวมตัว" Icarus . 162 (1): 74– 93. Bibcode : 2003Icar..162...74Y . doi : 10.1016/S0019-1035(02)00060-X .

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี

• บทความในบล็อกของPlanetary Society (9 พฤษภาคม 2017) โดย Peter Rosén อธิบายถึงการประกอบวิดีโอแสดงกิจกรรมในชั้นบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีระหว่างวันที่ 19 ธันวาคม 2014 ถึง 31 มีนาคม 2015 จากภาพถ่ายของนักดาราศาสตร์สมัครเล่น
• บรรยากาศของดาวพฤหัสบดี