Іоносферу неможливо вивчати без відповідного дослідження процесів на Сонце і їхні впливи на процеси в земній атмосфері. Це твердження, насамперед, ґрунтується на тім, що випромінювання Сонця - основне джерело енергії для атмосферних процесів. Більш того, специфічна іонізуюча радіація, що і є причиною існування іоносфери, або прямо виникає в результаті визначених процесів на Сонце, або сильно залежить від сонячних магнітних полів. Випроменена Сонцем іонізуюча радіація складає лише невелику частину всієї його енергії випромінювання. Проте, вплив Сонця виявляється досить значним, якщо мова йде про поширення радіохвиль. Ще більш сильним виявляється вплив надлишкової іонізуючої радіації, що виникає в результаті збурювань на Сонце. Ідея про існування іоносфери у виді деякого шару завжди була властива іоносферним теоріям. У кількісній формі ця ідея була уперше виражена в теорії утворення іоносферного шару, створеної Чепменом у 1931 р. Хоча надалі ряд авторів уточнили умови утворення щирого "шару Чепмена", сама ідея усе ще залишається фундаментальної для іоносферних моделей. Це означає, що для відповідних атмосферних компонентів і довжин хвиль іонізуючої радіації можуть бути знайдені висота і швидкість максимуму іонізації. Існуючі в даний час моделі враховують просто більш широку смугу спектра іонізуючої радіації й охоплюють більша кількість атмосферних компонентів. Існування іоносферних шарів залежить як від утворення електронно-іонних пар і їхньої наступної долі, що визначається властивостями ионизируемой компоненти, так і від виду і концентрації навколишнього нейтрального середовища. Легко можна написати рівняння безперервності або балансу ці умови, що описують. Труднощі з'являються при ідентифікації істотних реакцій, визначенні їхніх швидкостей і концентрацій відповідних компонентів, а також при рішенні диференціальних рівнянь, що виходять. В даний час замість найменування "шар" більш уживаним став термин "область". Основою для такої зміни послужили ракетні виміри, у результаті яких виявилося, що в іоносфері немає чітко обмежених шарів, представлення про які виникло при інтерпретації радіолокаційних досліджень. І теоретичні моделі, і експерименти показують, що "шари" являють собою просто великі градієнти електронної концентрації. Градієнти і максимуми концентрації переміщаються (в обмеженій області висот) під впливом сонячної активності. Область D розташовується нижче приблизно 90 км. Хоча іноді зустрічаються згадування про лежачій ще нижче область З, таке позначення застосовується рідко. Проміжок між областю F (близько 180 км) і 90 км звичайно розглядається як область Е. Граничні висоти, звичайно, не визначаються точно. Ми будемо розглядати області іоносфери, розташовані на висотах нижче 160 км, і, отже, будемо мати справу в основному з областями D і Е.

Іоносфера утворюється при фотоіонізації атмосферних компонентів рентгенівським випромінюванням Сонця і короткохвильовим (коротше 1300 А) ультрафіолетовим випромінюванням. Виключенням є нижня область D; вона утвориться галактичними космічними променями. Незважаючи на велику кількість зведень про іоносферу, відносний вплив цих випромінювань ще не досить ясно. Причина цього полягає в тім, що ще мало точних даних про характеристики іонізуючого випромінювання Сонця і недостатньо знань про процеси деіонізації і їхніх швидкостях. В даний час 'сама головна проблема - це, імовірно, недолік знань про випромінювання Сонця. Сонячні спалахи є найбільш важливою частиною сонячної активності, що впливає на іоносферу. Під час цих збурювань, що будуть описані більш докладно далі, відбувається інтенсивне випромінювання в рентгенівській області спектра. Рентгенівські промені з великою енергією проникають глибоко в іоносферу, у результаті чого іонізовані області утворяться на малих висотах, а це істотно змінює характеристики поширення радіохвиль, так що часом відбувається повне припинення радіозв'язку на високих частотах.

Іноді під час сонячних спалахів відбувається випромінювання великої кількості протонів, що є причиною тимчасової підвищеної іонізації на малих висотах (область D) у районі полярних шапок. Сонячні спалахи також супроводжуються геомагнітними збурюваннями, що впливає на поводження потоків електронів у полярних областях, викликаючи зменшення інтенсивності космічних променів. Сонячна активність зв'язана з числом плям на диску Сонця. Середнє число плям змінюється з періодом приблизно 11 років. Середній ступінь іонізації іоносфери і кількість збурювань, отже, також змінюється із сонячним циклом. Через те, що наявні теорії процесів на Сонце не в змозі задовільно пояснити дані спостережень, іоносферні моделі істотно залежать від сукупності повних і надійних даних про спектральну інтенсивність випромінювання Сонця. Зараз, однак, редукція даних сонячних спостережень у свою чергу обмежується відсутністю теоретичної інтерпретації. Очевидно, прогрес в іоносферній теорії залежить від прогресу в теорії сонячної діяльності. Ці дві області знань нероздільні, і фізики, що вивчають іоносферу, з нетерпінням очікують нових даних про Сонце.