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木星的外观几乎在每一点上都和火星大不相同，最显著的一点就是完全没有固定不变的外貌。火星图可以精确地画出来并且经一代代人的验证，可是要画这样一幅永久的木星图却完全不可能。
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虽然木星表面是这样的不稳定，却还有一些情形是经历了许多年不改的。其中最可注意的就是约在1878年出现于这颗行星南半球的纬度中部的红色大斑点，而现在通常被天文学家称为“大红斑”。这个巨大的斑点在鼎盛时期，长2.5万千米、跨度1.2万千米，足以容纳两个地球，非常容易看到。10年以后它开始消隐，但有时仿佛完全消失了，过些时间又重新明亮起来。这种变化一直持续至今。或许，将来这样的现象还将持续出现。人们认为大红斑是一个高压区，那里的云层顶端比周围地区高得多，也特别冷。在大红斑的下方还有一块白色的大斑点则是200多年前被注意到的，现在还可以很清楚地被观测到。
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图45 1979年旅行者1号航天器拍到的大红斑
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木星的结构
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木星的结构还是一个未决的问题，还没有一种假说可以立刻解释所有的事实。
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也许木星的最可注意的特色就在它的密度之小。木星的直径约有地球的11倍，因此它的体积要比地球大1 300倍以上，但它的质量却只比地球的300倍多一点。故而，它的密度就一定要不如地球了，事实它的密度也只比水的大1/3。由简单的算术就可知道它表面上的重力约为地球表面上的2～3倍之间。在这样引力之下，我们很可假定它的内部遭到了极大的压缩，而那儿的密度也要比较大的。如果它也是和地球表面一样由固体或液体物质构成，那我们上述的这些情形就一定可靠了。单从事实作结论，它的外层应该是由气状物质构成的。
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除了这颗行星变幻莫测的形貌可以作为它有包围的大气的证据外，我们还有一个极可靠的证据来自它的自转规律——我们发现木星跟太阳有一点相同，它的赤道部分自转周期比北纬中部地方的自转周期短，虽然它绕的圈子更长。赤道附近与纬度中部的自转时间之差约为5分钟。这就是说，赤道部分在9小时50分钟内自转一周，纬度中部则要9小时55分钟才能自转一周。这就等于这两部分的速度的差是约每小时320千米；假如表面是液体或者是固体的，似乎绝不会有这种情形的——这一猜测已经被和苏梅克—列维9号彗星几乎同时接近木星的“伽利略”号木星探测器证实了。
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木星由90%的氢和10%的氦及少量的甲烷、水、氨组成。这与形成整个太阳系的原始的太阳系星云的组成十分相似。来自“伽利略”号的木星大气数据只探测到了云层下150千米处，所以说，关于木星内部结构的探测还很有限。目前的推测是：这颗行星有一固体的冷的中心核，相当于10～15个地球的质量，核的密度也许可以和地球或其他固体行星相比。内核上是大部分的行星物质集结地，以液态金属氢的形式存在。液态金属氢由离子化的质子与电子组成，类似于太阳的内部，不过温度低多了。木星内部压强大约为4 000亿帕斯卡。
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木星的卫星
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当伽利略第一次把他的小望远镜指向木星时，他高兴而惊讶地发现了它有4颗小小的伴侣。他一夜一夜地守望下去，发现它们都围绕着中心体转，正像行星绕太阳（值得注意的是，太阳中心说在当时是未被公认的学说）一样。这种与哥白尼的日心理论非常相似的结构很有力地支持了日心说。
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这些小天体可以用普通的天文望远镜甚至廉价的玩具望远镜看见。有人甚至宣称曾经不借助任何工具，用肉眼就成功地观测到了它们。如果没有木星的存在，它们一定是和肉眼所能看见的最小的星一样亮——但木星的光辉太强了，这才给肉眼观测这4颗木星卫星带来了困难。
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虽然木星的4颗卫星有名字叫Io、Europa、Ganymede、Calliso，但平常却依它们离行星远近来称呼它们。木卫二比我们的月亮小一点，木卫一却较之稍大一号。木卫三、木卫四的直径有5 100千米，比月亮约大50%。这是太阳系中最大的卫星，甚至比水星还要大。可是由于它们离太阳的距离比日月距离远了5倍，4颗联合起来照在木星上的光还没有地球上月光的1/3。并且和月亮永远以一面对着地球类似，这些卫星也都永以同一半球对着木星——换句话说，它们自转与公转的周期相等。
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图46 木卫二
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1892年以前大家只知道这4颗卫星，后来巴纳德在里克天文台发现了第五颗。它比前4颗更接近木星，也更暗淡得多。它在不到12小时的时间内，就绕木星一周，这是除了火星内层卫星外已知的最短公转周期，但这还是比木星的自转周期长一点。而原先4颗卫星中最内的一颗，也就是木卫一，它的公转周期是1日又18.5小时。而最外一颗则要差不多17天才能环绕木星一周。
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木星的第六颗、第七颗卫星是1904年、1905年佩林（Perri ne）在里克天文台发现的。两者离行星的平均距离差不多都是1 100千米以上，公转周期约在8个月到9个月之间。紧接着又发现了另外更远的一对，总数一共是9颗了。木卫八是1908年梅洛特（Melotte）在格林威治天文台发现的，木卫九是1914年尼科尔森（Nicholson）在里克天文台发现的。它们俩到行星的距离约自2 400万千米到3 200万千米，公转周期都超过了两年。除了在所有太阳系的卫星中离它们的主星算最远外，它们还有一点跟这系中大部分成员不同，就是它们从东往西旋转。
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随着现代天文观测技术的发展，木星的卫星被越来越多地发现，到2012年2月，科学家们已经利用包括计算机在内的各种手段发现了66颗木星卫星。
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木星卫星中较外的4颗的轨道偏心率都比较内的大。这些卫星都很小，直径只有约160千米或许还少得多，因此只能用大望远镜才能看见。有人以为它们的来历与内层卫星不同。有不少天文学家认为它们也许是被木星的巨大引力捕捉到了的小行星和彗星——就和曾经的苏梅克—列维9号一样。
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这4颗明亮的卫星在环绕木星旋转时有许多很有趣的现象，我们可以用小型的望远镜观测到。这就是它们的“蚀”和“凌”。当然木星也和其他不透明体一样是有影子的。这些卫星环绕木星在经过木星那一边的途中几乎是必定要从阴影中经过的（木卫四和更远的卫星有时是例外）。当一颗卫星进阴影的时候，它将渐渐暗淡，终至于完全消失。
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因为同样的原因，当这些卫星绕到木星这一边时，往往会从木星圆面上经过。一般定律是，当一颗卫星刚开始侵犯木星时，它看来比木星更亮——这是因为木星的边上较暗。可是当接近了中央部分时，看起来则又没有后面背景亮了。当然这不是因为卫星的亮度有变化，只是因为木星的中央部分比边界更明亮——这一层我们已经提到过了。
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同样有趣的是卫星的影子，在这种情形下常可见到这些影子投射在木星上，看来像一粒黑点伴随着卫星经过。
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木星卫星的种种现象（包括它们以及它们影子的“凌星”）都在航海历书中有预报，因此一个观测者可以很清楚地知道何时能观测到“星食”或“凌星”。
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那4颗最早发现的卫星中最内一颗的食约在不到两天内发生一次。一个在地球上未知区域内的观测者可借其时刻来判定当地的经度。他要先把自己的表与地方时的误差纠正——这是一种简单的天文观测方法，凡天文学家和航海家都熟悉的。然后，他把他所观测到卫星凌木（或者是食）的确切时刻与历书中预告的格林威治标准时比较一下。依照我们在本书“时间与经度”一章中所说的方法，就可依此差异得出当地的经度了。
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