Ð’Ð¸Ð¿Ñ€Ð¾Ð¼Ñ–Ð½ÑŽÐ²Ð°Ð½Ð½Ñ Ð®Ð¿Ñ–Ñ‚ÐµÑ€Ð° в гамма-діапазоні пов'Ñзано з полÑрними ÑÑйвами, а також із випромінюваннÑм диÑка[9]. Вперше зареєÑтровано у 1979 році коÑмічною обÑерваторією імені Ейнштейна[en]. Ðа Землі ділÑнки полÑрних ÑÑйв у рентгенівÑькому та ультрафіолетовому діапазоні практично збігаютьÑÑ, проте на Юпітері це не так. ДілÑнка рентгенівÑьких полÑрних ÑÑйв розташована набагато ближче до полюÑа, ніж ультрафіолетових. Ранні ÑпоÑÑ‚ÐµÑ€ÐµÐ¶ÐµÐ½Ð½Ñ Ð²Ð¸Ñвили пульÑацію Ð²Ð¸Ð¿Ñ€Ð¾Ð¼Ñ–Ð½ÑŽÐ²Ð°Ð½Ð½Ñ Ð· періодом у 40 хвилин, однак у пізніших ÑпоÑтереженнÑÑ… Ñ†Ñ Ð·Ð°Ð»ÐµÐ¶Ð½Ñ–ÑÑ‚ÑŒ проÑвлÑєтьÑÑ Ð½Ð°Ð±Ð°Ð³Ð°Ñ‚Ð¾ гірше.
ОчікувалоÑÑ, що рентгенівÑький Ñпектр авроральних ÑÑйв на Юпітері Ñхожий на рентгенівÑький Ñпектр комет, проте, Ñк показали ÑпоÑÑ‚ÐµÑ€ÐµÐ¶ÐµÐ½Ð½Ñ Ð§Ð°Ð½Ð´Ñ€Ð°, це не так. Спектр ÑкладаєтьÑÑ Ð· еміÑійних ліній з піками поблизу 650 еВ (киÑневі лінії), 653 еВ та 774 еВ (лінії OVIII), а також 561 еВ Ñ– 666 еВ (OVII). ІÑнують також лінії Ð²Ð¸Ð¿Ñ€Ð¾Ð¼Ñ–Ð½ÑŽÐ²Ð°Ð½Ð½Ñ Ð½Ð¸Ð¶Ñ‡Ð¸Ñ… енергій у Ñпектральній ділÑнці від 250 до 350 еВ. Можливо, вони належать Ñірці або вуглецю[10].
Гамма-випромінюваннÑ, не пов'Ñзане з полÑрним ÑÑйвом, вперше було виÑвлено при ÑпоÑтереженнÑÑ… на ROSAT 1997 року. Спектр Ñхожий зі Ñпектром полÑрних ÑÑйв, однак в районі 0,7-0,8 кеВ[9]. ОÑобливоÑÑ‚Ñ– Ñпектра добре опиÑуютьÑÑ Ð¼Ð¾Ð´ÐµÐ»Ð»ÑŽ корональної плазми з температурою 0,4-0,5 кеВ із ÑонÑчною металічніÑÑ‚ÑŽ, з додаваннÑм еміÑійних ліній Mg10+ та Si12+. ІÑÐ½ÑƒÐ²Ð°Ð½Ð½Ñ Ð¾Ñтанніх, можливо, пов'Ñзано з ÑонÑчною активніÑÑ‚ÑŽ в жовтні-лиÑтопаді 2003 року[9].
СпоÑÑ‚ÐµÑ€ÐµÐ¶ÐµÐ½Ð½Ñ ÐºÐ¾Ñмічної обÑерваторії XMM-Newton показали, що Ð²Ð¸Ð¿Ñ€Ð¾Ð¼Ñ–Ð½ÑŽÐ²Ð°Ð½Ð½Ñ Ð´Ð¸Ñка в гамма-Ñпектрі — це відбите ÑонÑчне рентгенівÑьке випромінюваннÑ[Джерело?]. Ðа відміну від полÑрних ÑÑйв, ніÑкої періодичноÑÑ‚Ñ– змін інтенÑивноÑÑ‚Ñ– Ð²Ð¸Ð¿Ñ€Ð¾Ð¼Ñ–Ð½ÑŽÐ²Ð°Ð½Ð½Ñ Ð½Ð° маÑштабах від 10 до 100 хв виÑвлено не було.