Elle s'étend généralement d'une altitude d'environ 60 kilomètres jusqu'à plus de 1000 kilomètres, marquant une zone de transition entre l'atmosphère neutre et la magnétosphère peuplée de plasmas entièrement ionisés. Ce qui la caractérise fondamentalement n'est pas une stratification en gaz neutres, mais la présence d'électrons libres et d'ions en densité suffisante pour influencer la propagation des ondes radioélectriques. Ces particules chargées sont principalement produites par la photoionisation, le rayonnement solaire extrême (EUV et rayons X) arrachant les électrons des atomes et molécules neutres de la thermosphère. Le degré d'ionisation y reste néanmoins très faible; même au pic de densité électronique, seule une infime fraction du gaz, souvent moins de 1%, est ionisée, le reste demeurant à l'état neutre.

La structure de l'ionosphère est traditionnellement décrite comme une succession de couches superposées, désignées par les lettres D, E et F, cette dernière se scindant souvent en F1 et F2 durant la journée. Cette vision est une schématisation pratique fondée sur les profils verticaux de densité électronique, chaque couche correspondant à un pic de production ionique lié à la pénétration sélective du rayonnement solaire. 

La couche D, la plus basse, se situe entre 60 et 90 kilomètres. Elle est complexe sur le plan chimique, dominée par des ions polyatomiques comme les clusters d'hydrates de proton et des ions négatifs. Elle n'existe que de jour car sa production dépend d'un rayonnement solaire intense, comme la raie Lyman-alpha qui ionise le monoxyde d'azote. La nuit, le taux de recombinaison étant extrêmement élevé en raison de la densité de l'air, la couche D disparaît presque entièrement. C'est une couche principalement absorbante pour les ondes radio de basse et moyenne fréquences, atténuant fortement les signaux qui la traversent durant la journée.

Plus haut, entre 90 et 150 kilomètres, se trouve la couche E, aussi appelée couche de Kennelly-Heaviside. Son ionisation est produite par les rayons X mous et le rayonnement ultraviolet lointain. Elle est plus stable et mieux définie que la couche D, avec une densité électronique qui suit assez fidèlement l'angle zénithal solaire. Elle est capable de réfléchir les ondes radio en dessous d'une certaine fréquence critique, ce qui a permis les premières communications transatlantiques. Une caractéristique remarquable de la couche E est l'apparition sporadique de nuages d'ionisation très denses et localisés, nommés E sporadique. Ces formations minces, de quelques kilomètres d'épaisseur seulement, peuvent atteindre des densités électroniques extrêmement élevées et sont capables de réfléchir des fréquences radio beaucoup plus hautes que la normale, parfois jusqu'aux bandes VHF. Leur origine est attribuée à la concentration de métaux ionisés d'origine météoritique par les vents neutres et les champs électriques de l'ionosphère, sous l'effet du cisaillement des vents.

La couche F occupe la région au-dessus de 150 kilomètres et constitue la principale région de l'ionosphère en termes de densité électronique et de persistance nocturne. En journée, elle se subdivise fréquemment en une couche F1, vers 150-200 kilomètres, et une couche F2, dont le pic se situe typiquement entre 250 et 400 kilomètres. La couche F1 est produite par le rayonnement ultraviolet extrême et son comportement est relativement prédictible. La couche F2, quant à elle, est la région la plus dense et la plus importante pour les radiocommunications à longue distance. Sa physique est bien plus complexe car elle n'est pas uniquement régie par la production ionique et la recombinaison chimique. À ces altitudes, la densité du gaz neutre est si faible que le transport des ions, sous l'effet de la pesanteur, des champs électriques et de la diffusion ambipolaire le long des lignes du champ magnétique terrestre, devient le processus dominant. C'est le "coucher" du plasma le long des arches magnétiques qui forme le pic de la couche F2. La nuit, la disparition de la source de production entraîne une remontée du pic de la couche F2, les processus de recombinaison étant plus lents au sommet, ce qui permet à la couche de subsister jusqu'à l'aube avec une densité réduite, expliquant pourquoi les fréquences utilisables en radio la nuit sont plus basses.

L'ionosphère est le siège d'une météorologie spatiale complexe et de nombreuses irrégularités. Les orages géomagnétiques, provoqués par l'interaction avec le vent solaire et les éjections de masse coronale, peuvent injecter une énergie colossale, chauffant l'ionosphère, modifiant sa composition chimique et générant de violentes perturbations qui dégradent ou interrompent totalement les communications radio. La dynamique équatoriale est particulièrement riche, marquée par le phénomène dit de "fontaine équatoriale" : les champs électriques dirigés vers l'est y soulèvent le plasma, qui redescend ensuite le long des lignes de champ magnétique pour former les anomalies équatoriales, aussi appelées crêtes d'Appleton. Deux bandes de haute densité électronique se forment alors de part et d'autre de l'équateur magnétique. Après le coucher du soleil, des instabilités de plasma peuvent s'y développer, créant des bulles équatoriales, d'immenses zones de déplétion de densité électronique qui s'étendent le long des lignes de champ et dérivent vers l'est, produisant des scintillations sévères sur les signaux transionosphériques comme ceux des systèmes de navigation par satellite.

Aux hautes latitudes, les régions aurorales sont le siège d'une interaction directe et violente avec la magnétosphère. Des courants électriques intenses, les électrojets auroraux, y circulent, et le bombardement par des particules énergétiques précipitées le long des cornets polaires crée des aurores et une ionisation intense, mais très irrégulière et turbulente. Cette région agit comme un écran diffusant et absorbant pour les ondes radio. Au-dessus, les calottes polaires sont directement ouvertes sur le milieu interplanétaire via les lignes de champ du lobe de la queue magnétosphérique, permettant l'entrée de particules solaires énergétiques qui peuvent provoquer des événements d'absorption de la calotte polaire, blackouts radio complets et soudains sur les trajets traversant les pôles.

L'importance pratique de l'ionosphère dépasse la seule radiocommunication HF. Pour les systèmes de navigation par satellite comme le GPS ou Galileo, elle constitue la principale source d'erreur après la fermeture de la disponibilité sélective. Le retard subi par les signaux lors de la traversée du plasma ionosphérique est proportionnel au contenu total en électrons intégré le long du trajet satellite-récepteur. Sans modélisation ou correction bifréquence, l'erreur de positionnement peut atteindre plusieurs dizaines de mètres. La surveillance de l'ionosphère repose sur un réseau mondial d'ionosondes, qui sondent verticalement la densité électronique, et sur les mesures du contenu total en électrons déduites des réseaux de récepteurs GNSS.

Les ionosphères des autres planètes.
Lorsque l'on élargit le regard au-delà de la Terre, le concept d'ionosphère se révèle être une composante quasi universelle des atmosphères planétaires suffisamment denses et exposées à une source d'énergie ionisante. Chaque ionosphère du Système solaire présente une signature unique, façonnée par la composition de l'atmosphère neutre sous-jacente, l'intensité et la nature du rayonnement incident, la présence ou l'absence d'un champ magnétique intrinsèque, et les interactions dynamiques avec l'environnement spatial. Elles sont toutes fondamentalement des régions de plasma partiellement ionisé formant l'interface conductrice entre le corps planétaire et le vent solaire ou le vide interplanétaire.

Vénus, bien que dépourvue de champ magnétique global significatif généré par une dynamo interne, possède une ionosphère dense et bien développée. Sa très épaisse atmosphère de dioxyde de carbone est directement exposée au rayonnement solaire extrême et au vent solaire. L'ionosphère principale se situe entre 100 et 250 kilomètres d'altitude, avec un pic de densité électronique comparable, voire supérieur, à celui de la Terre. Sa composition ionique est dominée par les ions O2⁺ et O⁺, produits par la photoionisation du CO2 et de l'oxygène atomique. L'absence de champ magnétique planétaire a une conséquence majeure : le vent solaire vient directement comprimer et arracher le plasma ionosphérique. Au-dessus du pic principal se forme une région de frontière, l'ionopause, où la pression dynamique du vent solaire équilibre la pression thermique du plasma ionosphérique. Cette interaction directe est un laboratoire unique pour étudier l'érosion atmosphérique, le vent solaire transférant de la quantité de mouvement et de l'énergie qui accélèrent les ions jusqu'à la vitesse de libération, un mécanisme clé ayant pu contribuer à la disparition de l'eau sur Vénus au cours des éons.

Mars, de taille bien plus petite et donc à la pesanteur plus faible, possède une atmosphère ténue de CO2. Son ionosphère, décrite précisément par la mission MAVEN, est plus faible et structurée principalement en deux couches. La couche principale, vers 120-150 km, est créée par le rayonnement solaire EUV et culmine avec des ions O2⁺, O⁺ et CO2⁺. Une couche secondaire et plus basse, entre 60 et 100 km, est produite par la photoionisation due aux rayons X solaires, créant des électrons de haute énergie qui ionisent en cascade. Mars ne possède pas de champ magnétique global, mais abrite un patchwork de champs magnétiques crustaux rémanents et localisés dans son hémisphère sud. Ces anomalies magnétiques créent des "mini-magnétosphères" qui protègent localement l'atmosphère, soulevant le plasma et produisant des structures en arches et des aurores discrètes et très localisées, sans équivalent terrestre. L'interaction avec le vent solaire est également directe mais différente de Vénus, l'ionosphère martienne étant souvent trop ténue pour former une ionopause imperméable, permettant au vent solaire de pénétrer plus profondément. L'échappement atmosphérique est un phénomène intense et sélectif, favorisant la perte des isotopes légers, ce qui a été un processus fondamental dans la transition d'un Mars humide et chaud vers le désert froid et sec actuel.

Les planètes géantes gazeuses, Jupiter et Saturne, présentent des ionosphères radicalement différentes, façonnées par leurs atmosphères riches en hydrogène. La photoionisation par le rayonnement solaire produit une couche peuplée majoritairement d'ions H⁺ et H3⁺, ce dernier étant une signature spectroscopique majeure de ces ionosphères, un ion triatomique se formant rapidement à partir de H2⁺. 

Sur Jupiter, l'ionosphère se situe très haut au-dessus du niveau de pression de référence, en raison de la forte gravité qui comprime l'atmosphère. Les processus de perte sont complexes et incluent la recombinaison dissociative de H3⁺ avec les électrons, mais aussi, de manière inattendue, la collision avec les particules neutres de la haute atmosphère et l'interaction avec les aurores. L'ionosphère de Jupiter est en effet profondément couplée à son immense magnétosphère. Les aurores joviennes, les plus puissantes du Système solaire, générées par l'interaction avec le plasma du tore d'Io et la dynamique interne de la magnétosphère, injectent des électrons et des ions énergétiques qui créent des régions d'ionisation intense et très variables, dominant totalement la physique ionosphérique aux hautes latitudes. La température y est bien plus élevée que ce que le seul chauffage solaire pourrait expliquer. 

Saturne possède une ionosphère similaire à H⁺ et H3⁺, mais elle présente une énigme : les mesures, notamment par la sonde Cassini, ont révélé une densité électronique bien plus faible que les modèles ne le prévoyaient. Une hypothèse majeure est que les ions se recombinent sur des grains de poussière ou des macromolécules chargées (comme des aérosols ou des gouttelettes d'eau) injectées depuis les anneaux, un phénomène nommé "pluie annulaire", qui agirait comme un puits efficace pour le plasma.

Les géantes de glace, Uranus et Neptune, sont beaucoup moins connues. Leurs ionosphères, dominées par H3⁺, ont été détectées mais restent énigmatiques. Leurs champs magnétiques, très inclinés et décentrés, produisent des configurations magnétosphériques et donc des interactions ionosphère-magnétosphère d'une complexité extrême, avec des régions aurorales probablement situées à des latitudes très éloignées des pôles de rotation, bien que les aurores uraniennes observées soient très faibles et sporadiques.

Plusieurs satellites de planètes possèdent également des ionosphères. Titan, le plus grand satellite de Saturne, est un cas intéressant Protégée la plupart du temps au sein de la magnétosphère de Saturne, son atmosphère dense d'azote (N2) est soumise à un environnement ionisant variable. La photoionisation solaire, le bombardement par les électrons de la magnétosphère saturnienne, et les précipitations de particules énergétiques créent une ionosphère complexe. La chimie ionique qui en résulte est d'une richesse prodigieuse, conduisant à la formation de molécules organiques de plus en plus complexes, des ions lourds et des tholins, ces aérosols organiques donnant à Titan son voile orange. L'ionosphère y est intimement liée à la chimie atmosphérique globale. Io, volcaniquement hyperactive, ne possède qu'une atmosphère ténue et inhomogène principalement composée de SO2. Son interaction violente avec la magnétosphère de Jupiter arrache une tonne de matière par seconde, formant le tore de plasma d'Io. L'ionosphère d'Io, si elle existe à l'échelle globale, est directement créée par l'ionisation de cette atmosphère volcanique. 

Même la Lune et Mercure, corps dépourvus d'atmosphère dense, ont été montrés comme possédant une exosphère ténue. Leur surface, bombardée par le vent solaire et le rayonnement UV, libère des atomes (sodium, potassium, hélium) qui sont photoionisés, créant une ionosphère extrêmement fine et éphémère, une exo-ionosphère de faible densité.

Ajoutons que la détection d'ionosphères est devenue un outil puissant de l'exoplanétologie. La signature spectroscopique de H₃⁺, par exemple, est une cible de choix car elle trace à la fois la présence d'une atmosphère riche en hydrogène et les interactions avec une éventuelle magnétosphère ou étoile hôte. Pour des exoplanètes rocheuses autour de naines rouges, l'étude de leur potentielle ionosphère est importante pour évaluer l'érosion atmosphérique sous l'effet des vents et des éruptions stellaires, et donc pour contraindre la notion même d'habitabilité à long terme.