木星是太阳系质量和体积最大的行星（De Pater and Lissauer, 2015）。其质量是地球的318倍，是其他7颗行星质量总和的2.5倍。由于木星的自转周期不到10小时，其赤道和两极半径的差异比其他行星大得多，分别为71, 492 km和66, 854 km，平均半径约为69, 911 km，是地球的11倍，其体积是地球的大约1000倍。在太阳系8颗行星中，木星由内向外位置排列第五位，距离太阳5.2个天文单位（地球与太阳的平均距离为一个天文单位（AU），1 AU ≈ 1.5×108 km），围绕太阳的公转周期约为11.86年（Bagenal et al., 2006）。

木星大气的主要成分是氢和氦，这与太阳大气的成分类似，均是宇宙大爆炸的原始产物。根据体积比，木星大气中的氢约占90%，氦约占10%，由于氦原子的质量是氢原子的4倍，如果按质量比来计算，二者占比分别为75%和24%。除此之外，木星大气还包含有1%的痕量气体，如甲烷、氨和水。与地球不同的是，随着深度增加，大气的温度和压强远远超过氢和氦的临界点，氢和氦逐渐由气态过渡到液态。当压力足够大时，氢将逐渐变为导电的金属性质液体, 与氦不再能够均匀混合，氦则形成小液滴进入木星深层（Stevenson, 1975; Nellis et al., 1996; Guillot et al., 2004）。金属氢层从大约0.78倍木星半径处向下延伸，直到可能存在的固态内核（Elkins-Tanton, 2006）。该层同时也是木星发电机区域的位置，其对流运动加之木星的自传产生了强大的磁场，在赤道表面约为4.3高斯，比地球磁场强一个数量级（Gierasch and Nicholson, 2004; Bagenal et al., 2006）。木星是否存在岩石内核至今仍未有定论。对最新的朱诺号重力场观测数据和内部构造模式分析认为其可能存在一个边界稀释的内核，即在内核与金属氢层之间没有明确的稳定界限，一部分内核的重元素溶解在了金属氢中（图 1）。这一内核质量较小，约含有7~25倍地球质量的重元素（Stevenson, 1985; Wahl et al., 2017）。就质量而言，气态大气层和固态内核仅占木星质量的很少一部分，因此，也有人称木星和土星这样的巨行星为液态星球。

木星大气的温度在100 hPa以下随高度升高而递减，类似于地球大气的对流层。由对流运动造成的氨气和水汽所凝结成的云层分别分布于1~3 bar以及5~10 bar（1 bar = 1000 hPa），云层由高到低分别是NH3、NH4HS和H2O云（Weidenschilling and Lewis, 1973; Vasavada and Showman, 2005）。由局部强对流所生成的强风暴和闪电也在最近被观察到（Dyudina et al., 2004）。在100 hPa之上，木星大气温度随高度升高而升高，出现逆温层，这是甲烷分子通过光化学作用生成的有机气溶胶吸收太阳辐射造成的（Bagenal et al., 2006）。因此，木星的对流层顶也位于大约100 hPa的位置。木星与地球一个显著的不同是，其内部释放的热能与木星接收到的太阳辐射能量相当，而地球的地热与其接收的太阳辐射能量相比基本可以忽略不计。木星之所以能够自内部释放显著的热量，与其巨大的质量和气态（液态）属性有关。因为其质量巨大，木星的体积在重力作用下不断收缩，势能转化为热能。木星是人类迄今为止发现的天然卫星最多的行星，已发现69颗卫星。最大的四颗（木卫一至四）最早为伽利略所发现，常被称作伽利略卫星。

木星大气最重要的动力学特征就是多急流和涡旋（胡永云等, 2014）。木星大气在每个半球都有多个东西风交替的急流带。木星的赤道上空有强的西风急流，也就是所谓的超级旋转，最大风速为100 m s−1。在中高纬度区域，木星的东西风交替的急流分别对应于亮暗交替的云带。除了急流，木星的大气层中还有很多不同尺度、颜色和旋转方向的涡旋，其中最著名的涡旋是“大红斑”，由Robert Hooke于1664年首次观测到，而非伽利略发现（Lodders and Fegley, 1998）。这个太阳系中最大的涡旋可以装下2~3个地球，并且已经存在了至少346年。

与地球大气研究一样，行星大气研究最重要的是观测。鉴于木星遥远的距离，加之云层对可见光的阻挡和同步旋转辐射对微波波段的污染，基于地球的地基观测是远远不够的，重要的观测手段必须依赖太空飞船。对木星的太空飞船探测大致可以分为两类，一类是专门探测木星的飞船，简称专门探测；另一类是为探测其他行星而发射的飞船，它们在飞越木星时顺便对木星进行观测，称为飞越观测。到目前为止，共有7次飞越观测和2次专门探测。本文的目的就是综述这些探测成果和相关仪器，我们将尤其关注2次专门探测任务的成果。我国正规划在2030年发射专门探测木星的飞船，我们在本文系统地总结了已有的关于木星大气探测成果，希望为2030年的探测计划提供科学支撑。这些飞船不仅探测行星大气，其所携带的仪器也探测行星的内部结构、磁场、电离层等，本文将仅集中在行星大气探测部分。

7次飞越观测的飞船均由美国宇航局发射，分别是先锋10号（Pioneer 10，Kliore et al., 1974)、先锋11号（Pioneer 11，Ingersoll et al., 1975)、旅行者1号（Voyager 1，Broadfoot et al., 1979; Smith et al., 1979b)、旅行者2号（Voyager 2，Smith et al., 1979a）、尤利西斯（Ulysses，Smith et al., 1992）、卡西尼（Cassini，Brown et al., 2003; Porco et al., 2003）和新视野号（New Horizons，Reuter et al., 2007; Stern, 2008）。表 1给出了7次飞越观测飞船的名称、距离木星最近位置的时间以及最近距离。

人类对木星近距离的观测始于先锋10号和11号。这两艘太空飞船并非为专门探测木星而设计，它们是后来发射的旅行者1号和2号的试验品，是美国宇航局太阳系外围探测计划的一部分。美国宇航局在1960年代开始酝酿对太阳系外围行星和星际间物质的探测，他们为此规划了两批太空飞船。第一批先锋号飞船带有一定的试验性质，而第二批旅行者号则是设计更为周密的太阳系外围行星探测飞船。

先锋10号于1972年3月2日发射，于1973年12月3日飞行至距离木星最近的位置，大约是130, 000 km。先锋10号不仅首次传回了木星及其卫星的清晰照片，它还使用木星大气掩射电源方法对木星大气的温度层结进行了观测，发现木星大气温度在100 hPa和10 hPa之间随高度升高，说明有逆温层存在。我们现在知道该逆温层是由于甲烷光解后生成的长碳链气溶胶吸收太阳短波辐射造成的（Bagenal et al., 2006）。先锋10号也首次证实了木星向外辐射的能量大于其接收到的太阳辐射能量（Fimmel et al., 1980），说明木星内部具有显著的向外辐射能量的能力。

先锋11号于1973年4月6日发射，于1974年12月4日抵达距离木星云层34, 000 km的位置，传回了更为清晰的木星急流和涡旋的图片，尤其是木星大红斑的照片。此外，它携带的红外辐射计还通过20 μm和45 μm红外波段的观测，揭示了大气在赤道—极地方向上的温差小于10 K（Ingersoll et al., 1975），它与地球将近100 K的赤道—极地温差有着本质的不同，这可能与木星大气的对流有关。木星内部释放的热量通过对流的形式向上传输，其效率对大气减温率与绝热减温率的差异极为敏感，从而倾向于均匀地加热木星大气（Ingersoll and Porco, 1978）。先锋10号于2003年与地球失去联系，其当时的位置距离太阳约80 AU。先锋11号与地球仍有联系，目前的位置距离太阳92 AU。

旅行者1号和2号是美国宇航局发射的专门探测外太阳系的飞船。在有了先锋10和11号的经验之后，旅行者号所携带的观测仪器在性能上都要优于先锋号所携带的，其飞行速度也更快。旅行者1号和2号分别于1977年9月5日和1977年8月20日发射（后者比前者早16天发射），目前距离太阳分别为140 AU和115 AU。旅行者1号在1979年3月掠过木星，最近距离为350, 000 km。它所携带的高分辨率相机拍摄了大量的木星照片，其中一些被制作成了动画，展现了木星不同纬度上方向、速度和颜色各异的环流运动，同时确认了木星大红斑是一个不断移动的反气旋（Marcus, 1993）。旅行者1号还对木星的卫星进行了观测，记录下了木卫一冰火山喷发的壮观场景，并观测了木卫三的板块构造与木卫四的陨石坑。旅行者2号在1979年7月飞越木星，最近距离为570, 000 km。旅行者2号记录了木星大红斑和不同的云带，其背阳面的闪电，发现了木星的3颗新卫星，还揭示了木卫四的冰壳可能存在板块运动特征（Smith et al., 1979b; Borucki and Magalhães, 1992）。

卡西尼号飞船是为探测土星而设计的，于1997年10月15日发射，2017年9月15日任务结束，在人为操控下坠入土星大气层。卡西尼号飞船于2000年12月30日抵达距离木星最近的位置，通过大量观测第一次揭示了木星大气细微的气流结构，为研究木星大气运动提供了第一手的资料。其发回的26, 000张高清晰度照片不仅有效地区分了木星大气不同风向的急流带及其伴随的上升和下沉区，还揭示了在下沉带中有尺度较小的上升运动。

图 2是卡西尼号飞船在抵达距离木星最近点前几天拍摄的木星图片。照片展示了反气旋转动的大红斑、尺度较小一些的气旋性涡旋、亮—暗相间的带状急流分布等。较亮的带状区域被认为对应上升运动，而较暗的带状区对应下沉区。因为氨云和水云均是无色的，这些不同颜色的云很可能是混合了硫化物的成分。木星大气中有水云，但因为水的凝结温度远高于氨，所以水云位于氨云的云底之下（Vasavada and Showman, 2005）。

这些飞越观测不仅提供了清晰的可见光图片，也提供了关于木星气象要素的数据。图 3给出的是旅行者号（虚线）和卡西尼号（实线）飞船测量的木星纬向风风速。木星大气的运动与地球有着诸多差异，首先，虽然木星仅接收50 W m−2的太阳辐射，但其最大风速可达150 m s−1；其次，与地球大气每个半球仅有1支西风急流不同，木星在每个半球有6~8支西风急流；再者，尽管两次观测的时间相隔21年，但木星大气风场的结构似乎并没有太大变化，两条线几乎重叠。这说明，虽然木星大气具有多急流和涡旋等复杂结构，但大尺度环流尤其是急流的位置还是相当稳定的。图 4是旅行者号观测的木星大气对流层和平流层温度廓线。在对流层，温度廓线近似于干绝热递减，在平流层显示出逆温结构，并具有波动特征。木星平流层逆温是因为一些长链的碳氢化合物吸收太阳辐射造成的。在垂直方向上的波动成因还不太清楚。

综上所述，先锋号第一次给出了比地基观测空间分辨率高得多的木星观测结果，并初步给出了木星大气的垂直结构；旅行者号以更高的时间和空间分辨率清晰地揭示了木星大气的运动特征，尤其是根据云的运动速度估算出了木星大气的纬向风速；卡西尼号则结合了前几次观测的结果，给出了时空上更为精细的观测结果。尤利西斯和新视野号之所以飞越木星，是为了借助木星的重力作用获得加速度。它们在飞越木星时仅对木星的磁场、电离层、以及卫星进行了观测，没有关于木星大气的观测。尤利西斯号没有携带可见光照相机，所以，虽然其第一次飞越木星时距离木星很近，但却没有留下木星的照片。

针对木星的探测有两艘太空飞船，一个是伽利略号（Galileo），另一个是朱诺号（Juno）。伽利略号飞船于1989年10月18日发射，是专门为探测木星及其卫星而建造的第一艘飞船。在主要任务阶段中，伽利略号的近木点约在木星云层上方700, 000 km处，此后在延伸任务阶段逐渐下降至约300, 000 km以对木卫一进行观测。在结束任务前的最后一个科学轨道中，飞船从云层上方约70, 000 km处飞越木星。在踏上征途14年之后，伽利略号于2003年9月21日结束使命，受控坠入木星大气（D’Amario et al., 1992; NASA, 2003）。朱诺号于2011年8月5日发射，于2016年7月4日进入木星轨道。按照原计划，朱诺号仅围绕木星飞行约20个地球月（因其轨道距离木星太近，无法长时间承受木星同步辐射带内的强辐射），飞船首先进入每圈53天的极轨轨道，然后进入14天的轨道。但由于发动机故障，变轨计划被取消，因此，朱诺号在主要任务阶段中将停留在53天的轨道上，最近处距离木星云层顶部不到5000 km（Bolton et al., 2017），最远处约8, 000, 000 km。这样一个偏心率很大的轨道允许朱诺号在观测时尽可能靠近木星，同时减少任务期间受到的辐射量。

伽利略号飞船分为轨道飞行器和大气探测器两部分。轨道飞行器在轨道上环绕木星飞行，它搭载了包括CCD相机（SSI）、近红外成像仪（NIMS）、紫外/极紫外光谱仪（UVS/EUV）、尘埃粒子检测仪（DDS）、高能粒子检测仪（EPD）、重离子计数器（HIC）和磁强计（MAG）等十种科学载荷。大气探测器搭载了质谱仪（GPMS）和辐射计等六种仪器，探测器被抛入木星大气层进行探测（Johnson et al., 1992）。

伽利略号最具特色也最重要的探测任务就是携带了一个大气探测器。该探测器被抛射到木星大气层后，在下降过程中能够对木星大气的垂直风速、温度、成分进行探测。大气探测器于1995年7月13日与轨道飞行器分离，在12月7日进入木星6.5°N大气层，在下降过程中持续观测了0.4至22 bar约156 km厚的大气层的化学组分、风速、温度等，并将观测数据传输至在轨的轨道飞行器，再经其传回地球。在22 bar之后，大气探测器与地球失去联系。这些测量使我们第一次了解到木星深厚云层之下的大气结构，硫化氢、水和氨是木星大气中主要的可凝结物质。伽利略大气探测器的探测结果表明，木星深层大气中甲烷、氨和硫化氢的混合比都高于太阳大气的丰度，其中，氨和硫化氢的混合比随压强增加而增加，最终趋于恒定的深度约为10 bar和16 bar，远深于平衡凝结模式（Equilibrium Cloud Condensation Model）预测的2 bar和6 bar。探测器的观测表明，水的含量也随压强增加而增加，但在质谱仪最深的采样处仍未达到恒定（Niemann et al., 1996; Folkner et al., 1998; Wong et al., 2004）。考虑到碳、氮、硫、氩、氪、氙元素相对太阳系丰度均为2~5倍，氧的丰度也应当在3倍左右（Ingersoll, 2017）。然而在伽利略号大气探测器落点约20 bar处，水（对应氧元素）的混合比却只有原始太阳中水汽丰度的三分之一。目前主流的解释是探测器落点正好位于一个5 μm波长下的热区，水在热区中20 bar高度处的混合比并不代表其在木星深层的混合比或者整个木星中水的平均混合比。观测显示，木星低纬度还有数个这样的热区，它们在5 μm波段上的高亮温反映其云层较为稀薄；同时这些热区在纬向上分布均匀，呈现出波的特征（Ortiz et al., 1998）。数值模拟结果表明，这些热区可能对应着罗斯贝波的下沉区域（Showman and Dowling, 2000）。气块的下降将高层大气中可凝结气体的混合比廓线下移，表现为伽利略号大气探测器所观测到的混合比随着气压增大而增加，直到22 bar时仍然没有达到平衡。

大气探测器测量到6.5°N附近纬向风风速从0.7 bar处的90 m s−1增加到4 bar处的170 m s−1，然后维持不变直到大约20 bar（图 5）。需要指出的是，伽利略大气探测器仅测量了不到巨行星半径1%的纬向风的垂直结构，我们目前还不知道观测到的行星表面纬向风是一直延伸到行星的内部，还是在云层下就很快消失了。

朱诺号的科学目标包括大气成分（尤其是氨和水的丰度）、大气动力学性质、云物理、温度以及木星内部结构、磁层和极光等。此前伽利略号投放的大气探测器得到的单一位置云高、云下大气成分和温度等信息与预期相差较大，使得我们迫切地希望对木星深层大气进行全球范围地观测。朱诺号搭载了九个不同的科学载荷，分别是微波辐射计（MWR）、木星红外极光成像仪（JIRAM）、磁强计（MAG）、重力仪器（GS）、木星极光分布计（JADE）、木星高能粒子探测仪（JEDI）、无线电和等离子束探测仪（Waves）、木星紫外成像光谱仪（UVS）和可见光相机（JunoCam）（Bolton and The Juno Science Team, 2010）。

朱诺号的初步观测结果以发表在2017年《科学》356期的2篇论文（Bolton et al., 2017; Orton et al., 2017）和发表在Geophysical Research Letter第44期的数篇论文为代表（Grassi et al., 2017; Li et al., 2017; Orton et al., 2017）。关于木星大气探测的主要结果包括：木星两极地区带状急流的断裂和多涡旋特征；6个微波通道测量的深层木星大气温度、氨气浓度垂直分布、热区的水汽含量等。图 6展示了木星南极的大气运动特征。可以看到，在中低纬度盛行的东西风交替的带状特征被破坏，取而代之的是多涡旋的大气运动特征。在极区的边缘，被涡旋破坏的带状特征仍然可见，很像是急流不稳定而形成的湍流运动。另外，极区还存在一些孤立的白色涡旋，这些涡旋更像是独立的风暴，围绕极点旋转。在木星的两极没有发现类似土星北极的正六边形大气运动特征。

由于朱诺号极轨轨道的近木点在木星辐射带以下，微波辐射计接收到的同步加速辐射污染较小，因此可以使用波长更长、能够穿透大气层更深的微波通道。朱诺号所搭载的微波辐射计有6个微波通道，波长覆盖范围为1.3~50 cm，探测深度可达250 bar的木星大气深层。微波辐射计的主要目标是探测木星云层下的大气动力学过程，并确定氨和水含量的全球分布（Li et al., 2017; Janssen et al., 2017）。图 7给出的是朱诺号前三次绕木星轨道飞行时微波辐射计测量的氨云顶部之下6个不同通道的木星最低亮温。在大气压约为1.5 bar的地方，木星亮温大致是190 K，但在赤道附近有一个较大的波动：在赤道的正上方，亮温大约是180 K，而在10°N，亮温增加到220 K，温差近40 K。与背景图片的对照可以看出，高亮温对应大气的下沉区，而低亮温对应上升区。如果这一巨大的差异来源于同一高度实际温度的区别，赤道上的风速将远远大于观测得到的风速。该差异可能主要由于不同纬度区域的微波波段消光系数不同，导致接收到的微波发射高度不一致。因此，测量到的亮温差并非来自同一高度，其实际反映了不同纬度氨浓度的差异（Bolton et al., 2017）。

氨气和水汽是木星大气在微波波段的主要吸收气体。使用类似于地球卫星通过红外波段反演温度廓线的方法，根据不同波段的微波测量就可以得到这些气体的浓度廓线。图 8是朱诺号在第一个绕木星轨道（Perijove 1）上根据微波辐射计观测反演出的氨气体积混合比垂直剖面（Li et al., 2017）。在赤道附近（0°~5°N），氨气体积浓度高于300 ppm，自50 bar一直延伸至氨云底形成一个狭窄的高值区（氨气在大约0.7 bar开始凝结形成氨云）。在赤道外，氨气浓度相对较低，尤其是在5°N~20°N之间，存在一个狭窄的低值区，浓度低于150 ppm。与图 7对比可知，高、低浓度区域分别对应上升区和下沉区，构成一个狭窄的哈德雷环流。因为木星自转速度大于地球的两倍，因此，其经向环流圈较窄。图 8还表明氨气在60 bar以下几乎是均匀混合的。

朱诺号所搭载的红外成像仪测量了木星大气在4~5 μm的热辐射，并反演出了8°N附近两个热区中水汽、氨气和磷化氢的含量。一般认为，这些热区中心存在下沉运动，所以，也更为干燥一些。反演的结果表明，在热区中确实存在下沉运动，而边缘区存在上升运动（Grassi et al., 2017）。而且，热区的水汽相对湿度很低，低于3%。这一初步的反演结果证实了伽利略号大气探测器给出的结果，也就是热区是干燥的。

美国宇航局的深空网络Ka波段雷达对朱诺号进行了精确的多普勒追踪，计算出环绕木星时飞船轨道高度的变化，由此反演出木星重力场的高阶球谐函数系数。其中偶次项代表刚体转动，反映了内部密度结构的变化（状态方程、内核大小等）；奇次项则反映南北重力场的不对称，对于刚体转动的巨行星而言，这意味着小于行星尺度的动力运动（Kaspi, 2013）。朱诺号的测量结果显示木星的重力场在南北方向上不对称，同时重力场的异常与纬向风的带状结构吻合较好。这表明木星大气的环流不仅仅停留在云层附近，还影响了更深层的大气（Iess et al., 2018）。使用重力场的奇次项系数（J3、J5、J7和J9）对纬向风强度在垂直和南北方向进行拟合可见，纬向风随着深度增加逐渐衰减，在赤道附近最深能达到云层下约3000 km处，越靠近两极地区深度越浅。对密度随深度的分布进行积分可得木星动力学运动的大气层约占木星总质量的1%（Kaspi et al., 2018）。对偶次项系数的分析证实了这一结论，同时表明木星深层受到磁场阻力影响，接近于刚体旋转。考虑到电导率与行星质量的关系，土星上磁场提供相似摩擦力的深度将大于木星，同为气态巨行星的土星的大气所能够进行非刚体旋转的厚度至少是木星的3倍（Guillot et al., 2018）。

本文简要综述了人造太空飞船时代以来对木星大气的探测成果，包括飞越探测和专门探测。木星大气运动方面，我们的认识从先锋号和旅行者号观测的云层顶的大尺度运动（如带状急流和大红斑）扩展到伽利略号飞船观测的较小尺度的涡旋，再到和朱诺号飞船观测到的极区破损的带状急流和多涡旋运动特征，观测的水平分辨率已达到几十公里。我们不仅认识到了亮、暗急流带分别对应着上升和下沉运动，还初步了解到了大气运动的垂直结构。关于大气成分，我们更深入地认识了氨、水汽等痕量气体的含量，并了解了其垂直分布。

尽管如此，我们对木星和这一类气态巨行星大气运动的垂直结构的了解仍然有限，例如图 2所示的木星大气的急流带和涡旋向下延伸到多深的深度，是仅限于木星大气的对流层上层，还是一直延伸到很深的层次？现在大致有两种模型被用于解释木星等气态星球的大气运动特征：浅水模型和深流体模型。浅水模型假定大气运动以准二维运动为主，其垂直尺度远小于水平运动尺度。该模型的理论基础是Rhines（1975）提出的地转湍流理论。由于科氏力随纬度是变化的，快速转动的二维流体运动不是各向同性的，湍流动能由小尺度向大尺度传递时，沿径向的输送被随纬度变化的科氏力参数限制，而沿纬向的大尺度不被限制。所以，准地转二维湍流运动倾向于形成纬向急流带。同样，准二维湍流理论也能够很好地解释大红斑涡旋的形成，也就是尺度较小的涡旋通过反串级能量传递合并为尺度较大的涡旋（Ingersoll, 1990; Marcus, 1993）。浅水模型能够很好地模拟大红斑涡旋的形成。然而，浅水模式模拟不出木星和土星大气的赤道超级旋转急流（赤道上空的西风急流）。Busse（1976）提出的深流体模型能够更好地解释和模拟木星大气的超级旋转气流。深流体模型认为急流是由行星内部发出的热能驱动的，因为木星在快速自转和大气粘度很小的情况下，大气流速和气压梯度沿自转轴的方向保持不变（Taylor-Proudman原理）。所以，大气中的对流单体是平行转轴方向的细柱状结构，对流单体之间的相互作用形成了嵌套在一起、以转轴为中心、并且平行于转轴的柱状结构，这些转速不同的柱状结构相互作用形成了在木星大气中观测到的纬向急流。浅水模型意味着图 2所示的涡旋和急流仅存在于木星大气对流层上层较浅薄的层次，而深流体模型意味着这些运动一直延伸到木星大气内部。

目前所观测到的木星大气运动主要是云层之上的风向和风速，我们对于云层下面的风向以及风速所知甚少。伽利略号大气探测器证实了急流可以延伸到20 bar的深度（图 5）；朱诺号的初步结果表明，赤道附近的急流深度至少可延伸至50 bar，其后续观测资料表明赤道急流有可能延伸至3000 km的深度（Kaspi et al., 2018）。随着朱诺号绕木星飞行次数的增加，这些结果还有进一步订正的可能。朱诺号能够对木星的重力场进行精确的测量，该测量也将有助于我们认识木星大气急流带向下延伸的深度。因此，朱诺号探测结果的进一步分析将有助于我们认识木星大气在较深层次的运动性质，更好地区分浅水模型和深流体模型。

木星大气中氨和水等的组分、其在水平和垂直方向上的分布以及相关的物理化学反应等也一直是飞船探测所关心的。尤其是水分的含量，不仅涉及木星大气本身的演化，还与太阳系的演化密切相关。因此，搞清楚木星大气的水汽含量还能增进我们对太阳系形成过程的理解。传统的观点认为，木星大气的含水量应与氮、碳等元素相对原始太阳大气丰度的比值相似。但伽利略号得到的木星含水量较少。朱诺号的初步测量结果也表明，在木星大气热区的水汽含量确实较低，但这并不代表木星的深层含水量以及全球平均含水量与其他元素丰度差距很大。无论是飞越探测，还是针对性的探测都表明，伴随着木星大气的对流运动，木星大气中存在频繁的闪电活动，这说明水汽在木星大气运动中存在显著的作用。未来的探测还需要类似伽利略大气探测器那样在多个位置的直接测量。

总体来看，对木星以及类似的气态巨行星而言，探测向深层发展是一个趋势。我们不仅希望搞清楚能够观测到的对流层上层大气运动与深层的关系、氨和水汽的深层分布，我们还希望了解木星的内部结构，如木星大气中气态氢和金属氢的分界线在哪里？木星是否有固体的核，如果有的话大小是多大，其组成成分是什么？对于这些问题，我们一方面等待朱诺号更多的探测结果，也希望未来的飞船能够对木星的深层做出更多的探测。另外，木星深层金属氢的物理性质如何也是一个值得未来研究关注的问题。现有的实验室的结果给出了在有限压力条件下氢的金属特性，对木星的观测也许能够有助于理解更高压力下氢的金属特性。根据尚未正式发表的观测结果，一些学者提出，木星的大红斑有缩小的趋势，这也是未来木星探测特别值得关注的一个重要问题。

在目前已确定的太阳系外行星中，热木星占了很大的比例（胡永云, 2013）。因此，对太阳系木星大气物理、化学、动力性质的了解，也将有助于我们更好地认识太阳系外巨型气态星球。