La caractéristique thermique la plus frappante est l'augmentation drastique de la température avec l'altitude. Après avoir atteint un minimum d'environ -90 °C dans la haute mésosphère, la température s'élève rapidement dans la thermosphère pour atteindre des valeurs extrêmes, pouvant dépasser 1500 °C, voire culminer à 2000 °C en période de forte activité solaire. Cette chaleur intense provient de l'absorption directe du rayonnement ultraviolet extrême et des rayons X solaires par les molécules résiduelles, principalement l'oxygène atomique. Cependant, la notion de température, qui mesure l'énergie cinétique moyenne des particules, est ici profondément dissociée de la sensation de chaleur. La densité de l'air y est si infime, des milliards de fois moindre qu'au niveau de la mer, que les collisions entre particules sont extrêmement rares. Un objet exposé à cet environnement ne recevrait quasiment aucune énergie thermique par conduction; son bilan thermique serait dominé par le transfert radiatif, risquant de le geler plutôt que de le brûler.

Cette densité extrêmement faible est le théâtre d'une stratification chimique fondamentale. Contrairement aux couches inférieures où les gaz sont brassés de manière homogène par la turbulence, la thermosphère voit les constituants atmosphériques se répartir en fonction de leur masse moléculaire, un phénomène appelé diffusion moléculaire. Les gaz les plus légers, comme l'hydrogène atomique et l'hélium, migrent vers les altitudes supérieures, tandis que l'oxygène atomique, produit par la photodissociation du dioxygène par le rayonnement ultraviolet, domine à des altitudes intermédiaires. L'azote moléculaire, plus lourd, subsiste plus bas. Cette région est donc le siège d'une chimie active, bien que raréfiée, conduisant à la formation d'une couche d'atomes d'oxygène qui est responsable de la faible et constante lueur nocturne de la haute atmosphère.

L'interaction la plus énergétique et visuellement spectaculaire de la thermosphère avec le rayonnement solaire et le vent solaire est la formation de l'ionosphère, qui se superpose en grande partie à elle, s'étendant de la mésosphère supérieure à l'exosphère. Les rayons X et ultraviolets extrêmes arrachent des électrons aux atomes et molécules, créant un plasma de particules chargées. Ce processus photo-ionisant génère plusieurs couches distinctes (D, E, F) qui ont la capacité de réfléchir les ondes radio, rendant possible les communications longue distance par réflexion ionosphérique, en particulier la nuit lorsque la couche D absorbante disparaît. L'état de l'ionosphère est intimement lié à l'activité solaire; les éruptions solaires provoquent des orages magnétiques qui perturbent violemment ce plasma, pouvant interrompre les télécommunications et les signaux GPS.

C'est dans la thermosphère que se dissipent les aurores polaires, ces voiles lumineux colorés. Lorsque les particules chargées du vent solaire sont canalisées par le champ magnétique terrestre vers les pôles, elles entrent en collision avec les atomes d'oxygène et les molécules d'azote de la thermosphère, typiquement entre 100 et 400 kilomètres d'altitude. L'excitation puis la désexcitation de ces atomes libèrent des photons dont les couleurs caractéristiques (le vert vif et le rouge pour l'oxygène, le bleu et le pourpre pour l'azote) peignent les ciels des hautes latitudes.

Cette couche atmosphérique constitue également l'environnement orbital de la Station Spatiale Internationale et de nombreux satellites en orbite terrestre basse, qui naviguent entre 300 et 600 kilomètres. Bien que la densité y soit infime, il subsiste une traînée atmosphérique résiduelle. Cette friction ténue mais constante ralentit progressivement les engins spatiaux, nécessitant des manoeuvres de rehaussement régulières pour maintenir leur orbite. Cette traînée est hautement variable car l'activité solaire, en chauffant et dilatant la thermosphère, augmente sa densité à haute altitude, accélérant le déclin orbital des satellites en période de maximum solaire.

Les thermosphères extraterrestres.
La thermosphère terrestre, avec son paradoxe d'une température extrême dans un vide quasi absolu, trouve des échos profonds et des variations saisissantes à travers le Système solaire. Dès qu'un corps possède une atmosphère suffisamment dense pour être collisionnelle dans ses couches basses, et qu'il est exposé à un rayonnement stellaire ou à un bombardement de particules énergétiques, une région où la température s'élève avec l'altitude et où l'énergie est déposée par absorption se développe inévitablement. Chaque thermosphère extraterrestre est ainsi le révélateur des interactions ultimes entre le milieu gazeux et l'environnement spatial, et les planètes telluriques dotées d'une atmosphère significative (Vénus, Mars et, dans une certaine mesure, les planètes géantes) en offrent des archétypes radicalement différents.

Vénus possède une thermosphère qui est un paradoxe au sein d'un paradoxe. Sur Terre, cette couche est la plus chaude de l'atmosphère après la couronne solaire. Sur Vénus, la thermosphère, qui s'étend au-dessus de la mésopause vers 100 kilomètres d'altitude, est au contraire anormalement froide et constitue un cryostat interposé entre la fournaise de la basse atmosphère et l'espace. Du côté diurne, le rayonnement ultraviolet extrême solaire est absorbé, et l'on pourrait s'attendre à des températures très élevées. Les mesures des sondes Pioneer Venus et Venus Express ont révélé une réalité surprenante : la température de l'exosphère diurne culmine à environ 300 K, soit une trentaine de degrés Celsius seulement, et du côté nocturne, où la nuit dure 58 jours terrestres, la température de la thermosphère s'effondre pour atteindre des valeurs cryogéniques d'environ 100 à 130 K. Cet effondrement est si prononcé que la thermosphère nocturne est parfois qualifiée de cryosphère. Cette anomalie thermique est due au rôle de thermostat radiatif joué par le dioxyde de carbone, le constituant majoritaire de l'atmosphère vénusienne. À ces altitudes, malgré la faible densité, les molécules de CO2 sont des radiateurs infrarouges extrêmement efficaces, capables d'évacuer vers l'espace l'énergie absorbée presque aussi vite qu'elle est reçue, empêchant toute accumulation de chaleur. La circulation dans cette thermosphère est également remarquable : un écoulement de subsolaire-à-antisolaire, un vent planétaire qui transporte la chaleur du côté jour vers le côté nuit et tend à homogénéiser les températures mais se brisant contre l'efficacité du refroidissement radiatif nocturne.

Mars, avec son atmosphère ténue de gaz carbonique, offre le cas d'une thermosphère dont la variabilité est poussée à l'extrême par sa faible inertie thermique et son absence d'océan de chaleur. La thermosphère martienne débute au-dessus de la mésopause, vers 100-120 kilomètres, et s'étend jusqu'à l'exobase située entre 200 et 250 kilomètres. Comme sur Terre, le rayonnement ultraviolet extrême solaire est le principal moteur de son échauffement. Il fait grimper la température à des valeurs qui peuvent dépasser 300 K en période de forte activité solaire. Cependant, parce que l'atmosphère est très pauvre en molécules capables de rayonner efficacement dans l'infrarouge (contrairement au CO2 dense de Vénus), la chaleur absorbée le jour est plus difficile à évacuer localement. Cela conduit à une thermosphère qui répond de manière explosive aux variations de l'activité solaire : entre un minimum et un maximum solaire, la température exosphérique peut varier d'un facteur deux, et la densité à une altitude donnée peut être multipliée par un ordre de grandeur. Cette dilatation et cette contraction de l'atmosphère tout entière, gonflée par le chauffage de la thermosphère, ont des conséquences directes et redoutables pour les missions spatiales. Les orbiteurs martiens, comme MAVEN ou Mars Reconnaissance Orbiter, voient leur traînée atmosphérique augmenter considérablement durant les pics d'activité, nécessitant des corrections orbitales. La composition de la thermosphère martienne est dominée par le dioxyde de carbone, mais aussi par l'oxygène atomique produit par photodissociation, et on y trouve des traces de monoxyde d'azote. Ce dernier joue un rôle crucial de traceur : le monoxyde d'azote émet dans l'infrarouge et sert de soupape de refroidissement. La mission MAVEN a observé que lors de tempêtes solaires globales, l'énergie déposée par les particules énergétiques solaires chauffe violemment la thermosphère et provoque des émissions intenses de NO, qui créent des aurores diffuses et un refroidissement radiatif soudain qui peut évacuer une partie de l'énergie de l'orage.

Les planètes géantes possèdent des thermosphères qui comptent parmi les plus grandes énigmes de la planétologie. Pour ces mondes, la thermosphère est la région située au-dessus de l'homopause, où la stratification par masse commence, et où la température, après être passée par un minimum à la tropopause et dans la stratosphère, se met à croître de façon spectaculaire. Le problème est que pour toutes les planètes géantes, les thermosphères mesurées sont beaucoup plus chaudes que ce que le seul rayonnement solaire extrême, absorbé à haute altitude par le méthane et l'hydrogène moléculaire, pourrait produire. 

La température de la thermosphère de Jupiter culmine entre 800 et 1000 K, celle de Saturne autour de 400 à 600 K, et celles d'Uranus et Neptune atteignent des valeurs similaires, voire plus élevées encore, alors que ces deux dernières sont beaucoup plus éloignées du Soleil. C'est la fameuse "crise énergétique" des planètes géantes. La source de chaleur additionnelle est recherchée dans plusieurs mécanismes. Les ondes de gravité atmosphériques, générées dans les couches turbulentes profondes par la convection et les vents zonaux, se propagent vers le haut, leur amplitude croissant avec la raréfaction de l'air, jusqu'à déferler et dissiper leur énergie mécanique en chaleur dans la thermosphère. Les particules chargées provenant des magnétosphères immenses, précipitant le long des lignes de champ magnétique, y compris les électrons responsables des aurores polaires intenses et permanentes, constituent un autre apport énergétique majeur. 

Sur Jupiter, les aurores alimentées par le volcanisme d'Io injectent une puissance colossale qui chauffe la thermosphère polaire à plus de 1000 K et génère des vents thermosphériques supersoniques qui s'écoulent des pôles vers l'équateur, entrant en collision et créant des structures de turbulence. L'ionosphère, intimement couplée à la thermosphère et aux particules énergétiques, voit des ions H3⁺ se comporter comme un radiateur infrarouge puissant, permettant de cartographier la température de la thermosphère de Jupiter avec une précision remarquable depuis les observatoires terrestres. 

Les thermosphères des exoplanètes ont aussi fait l'objet d'observations. Pour certains jupiter chauds, planètes géantes gazeuses orbitant à quelques millionièmes d'unité astronomique de leur étoile, la thermosphère est portée à des températures dépassant 10 000 K par le rayonnement X et ultraviolet extrême de l'étoile hôte. Cette thermosphère surchauffée se dilate alors en un vaste nuage d'hydrogène atomique qui s'étend bien au-delà du lobe de Roche, d'où l'atmosphère s'évapore littéralement dans l'espace, formant une queue cométaire planétaire. C'est en observant l'absorption de la raie Lyman-alpha de l'hydrogène lors du transit de ces planètes que l'on a détecté pour la première fois la trace d'une thermosphère en échappement hydrodynamique, une thermosphère si énergétique qu'elle n'est plus une enveloppe stable mais un flot continu de matière perdue dans l'espace interstellaire. Ces exoplanètes nous montrent, à une échelle grandiose, l'ultime destin d'une thermosphère lorsqu'elle est poussée à son paroxysme : non plus une couche atmosphérique, mais le mécanisme même de la mort d'une atmosphère.