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전리층은 시간과 공간에 따라 변한다.

변화의 일부는 본질적으로 화학적 변화이며 앞의 이론들에 의해 쉽게 설명된다. 규칙적인 변화, 예를 들어 일변화와 같은 변화가 있다. 이른 아침에는 태양고도가 비교적 낮으며 복사선은 정해진 고도에 이르기 전에 많은 대기를 통과한다. 정오 때보다 이온화율이 낮고 이온의 분포도 고층으로 전이된다. D, E, F₁층의 고도는 태양고도에 따라 달라진다. 정오에 층의 고도가 가장 낮고 전자 밀도는 가장 높다. 야간 에는 빛이 없으므로 재결합에 의해 D, E, F₁층은 사라진다.

F₂층의 일변화는 그리 크지 않다. 주간에 고층에서 이루어진 이온화로 F₂층의 전자밀도는 낮동안에 최고값을 유지하며 야간에는 아래로 확산된다. 이때문에 장파와 단파를 모두 포함한 라디오 수신이 일반적으로 주간보다 야간에 상태가 좋은 것이다. 주로 D층에서 일어나는 하층 이온화는 주간에 라디오 전파를 방해하는 경향이 있다.

태양이 지면서 D층의 이온들이 사라지므로 야간의 전파방해는 최소가 된다.

이온 밀도는 태양복사의 강도와 스펙트럼 분포변화를 유발하는 태양활동에 따라 달라진다. 가시광선과 근자외선 영역의 태양 에너지는 비교적 일정하다. 그러나 태양의 최외곽 대기의 온도변화에 의해 영향을 받는 짧은 파장영역은 뚜렷하게 변한다. 그 양은 상당히 크며 X선 파장에서는 10배가 넘는다.

결과적으로 E와 F층에서의 변화는 작지만 D층에서의 변화는 크다. 열권의 온도는 유입되는 에너지 양의 변화를 유발하는 태양활동에 따라 변한다. 외기권의 온도는 태양활동이 최소일 때는 약 750K이나, 태양활동이 매우 활발할 때는 2,000K에 이른다. 태양활동은 약 11년 주기로 변한다. 그러나 정확히 주기적이지 않고 연속적 순환이 상당히 다를 수 있다. 태양활동이 100여 년 동안이나 적을 수도 있다는 증거가 있는데, 약 1600~1850년의 200년 이상이나 태양활동이 조용했다(태양흑점주기).

앞에서 언급했듯이, F₂층의 최대 이온 밀도가 나타나는 고도 이상에서는 이온이 아래로 확산되어 감소한다.

그러나 이온은 자기장을 따라 이동하게 된다. 자기 적도에서는 자기장이 수평방향으로 존재하므로 저위도에서는 하향확산이 일어나지 않는다. 저위도에서의 O^＋과 전자밀도는 고위도에서보다 화학반응에 더 크게 지배를 받는다. 따라서 F₂층에서 최대 이온밀도가 나타나는 고도는 더 높이 존재하며 그로 인해 전자밀도도 높아진다. 저위도의 고층에서 생성된 이온과 전자는 열권 내의 바람에 의해 고위도로 수송된다.

그결과 F₂층의 최대 이온 밀도가 나타나는 고도는 자기 적도에서 10°정도 벗어난 중위도에 위치한다. 또한 수송은 하층의 이온분포에도 영향을 준다. 대류권과 성층권 내 가열의 일변화는 연직으로 자유롭게 진행하는 파동 스펙트럼을 유발한다. 파동의 진폭은 밀도가 낮은 영역으로 진입하면 상당히 커져 요란을 일으킨다. 진행하는 파동은 수평 바람을 강하게 요동시킨다.

한 고도에서는 기울어진 자기력선을 따라 이온이 위층으로 이동하도록 하는 반면, 상층에서 반대방향으로 부는 바람은 동시에 이온이 아래로 이동하도록 유도한다. 그리하여 이온들이 한 곳에 모여, 이 곳의 전자밀도가 높아진다. 이러한 메커니즘은 E층에서 매우 중요하며 스포라딕 E층으로 알려진 현상의 원인이 된다. 이온의 증가는 분자 이온의 해리성 재결합에 의해 제한된다. 그러나 D층과 E층 고도의 전리층에는 운석에서 나온 금속 이온들이 적은 양이나마 그 밀도가 다양하게 존재한다.

금속 이온, 특히 나트륨·마그네슘·칼슘 이온 등은 F층에서의 이온 밀도와 비교될 만한 이온 밀도를 형성할 만큼 충분히 공급되기도 한다. 이런 경우는 라디오 송·수신이 순간적으로 교란되는 주요원인이 될 수 있다.

하층에서 유발되는 열적 힘에 의해 발생하는 하층 전리층 내 바람은 하루의 약수(約數)로써 표현되는 독특한 주기를 갖는다. 24시간 주기를 갖는 바람은 하층에서 주를 이루나 12시간 주기의 바람은 상층에서 더 중요하다.

파동의 물리적 원인은 달의 인력에 의해 발생되는 바다의 조석과 근본적으로 유사하다. 그러나 파동의 원인이 되는 연직운동은 달의 인력에 의해서라기보다 가열과 냉각의 일변화에 의해 유발된다. 예를 들어 뇌우나 산악에서의 공기이동 및 소규모의 기상학적 요란 등과 관련된 불규칙한 힘에 의해 부가되는 파동이 발생할 수 있다. 이러한 작은 규모의 요란은 가열과 냉각의 일변화에 의한 더 규칙적인 행성 규모 운동과 구별하기 위하여 중력파라 한다. 열적 힘에 의한 규칙적인 파동은 대기조석(大氣潮汐)으로 알려져 있다.

대기조석과 중력파는 E층의 이온화에 유사한 결과를 가져온다. 2가지 요인 모두 층 내에 이온화가 집중되도록 한다. 하층 열권 내 대규모 풍계와 함께 전리층의 E층과 하층 F층 내에 불규칙한 흐름을 유발시킨다. 이 흐름은 자기장에 대한 이온과 전자의 구속력이 다르기 때문에 발생한다. 이것은 전기장과 연관되며 그 결과로 지표면에서 쉽게 감지할 수 있는 자기장의 변형이 일어난다. 이 흐름은 일렉트로제트로 알려져 있으며 적도 지역에서 특히 강하다.

강한 흐름이 있는 지역을 다이너모 영역이라 한다.

양성자(H^＋)와 헬륨이온(He^＋)은 F₂층의 최대 이온 밀도가 나타나는 고도 이상의 전리층에서 중요한 성분이다. 이들은 산소 원자 이온(O^＋)에 비해 고도가 증가함에 따라 그 양이 증가한다. H^＋는 다음과 같은 수소원자의 광이온화

hv＋H → H^＋＋e ⑤

와 산소 양이온(O^＋)에서 수소 원자 H로의 전하이동

O^＋＋H → O＋H^＋⑥

에 의해 생성된다.

He^＋은 헬륨의 광이온화에 의해 생성된다. 고도에 따른 H^＋와 He^＋의 분포는 전기적 중성을 유지하려는 전기장의 분극화 영향을 반영한다. O^＋이 많을 경우 분극장은 H^＋와 He^＋에 원자단위질량(amu)이 8인 입자에 작용하는 중력장과 같은 크기의 힘을 반대방향으로 작용시켜 위로 이동하도록 작용한다. 따라서 H^＋는 유효중력 질량이 －7인 입자인 것처럼 행동하며, He^＋의 유효중력 질량은 －4 원자단위이다. H^＋와 He^＋의 양은 고도에 따라 증가한다.

결국 H^＋가 전리층의 주성분이 되고 분극장은 사라진다. 양이온을 위로 이동시키고 전자를 아래로 이동시키는, 원자단위질량이 0.5인 입자에 작용하는 중력과 같은 크기의 장은 H^＋와 전자의 밀도가 같은 값을 유지하도록 하기에 충분하다. 결국 O^＋과 He^＋의 유효질량은 각각 15.5 amu와 3.5 amu로 전이되며 O^＋, He^＋과 H^＋의 밀도는 고도에 따라 감소한다.

외곽 전리층의 전반적 구조는 자기장의 배치에 의해 크게 좌우된다.

이온은 확산에 의해 감소하지만 확산은 자기장의 배치에 의해 크게 영향을 받는다. 지면 근처에서는 자기장이 이상적 쌍극자(雙極子)와 유사한 구조를 갖는다. 자기력선은 고위도에서는 약간 연직방향으로 향하고 적도에서는 수평방향이며 반대 반구의 고위도에서는 대칭 형태로 지면과 연결된다. 그러나 고층에서는 이상적인 쌍극자 배치에서 벗어난다. 유입되는 태양의 자기력선에 의해 지구자기장의 형태가 상당히 변형된다.

궁극적으로 지구자기장의 형태는 행성간 자기장에 의해 지배된다. 태양풍은 행성으로부터 약 6만 5,000km 거리에서 태양 쪽 지구자기장을 압축시킨다. 지구자기장은 달 궤도를 통과하여 지구 반지름의 1,000배가 넘는 거리에까지 이르는 거대한 꼬리를 가진 형태로 태양의 반대쪽으로 확장된다. 태양자기장과 지구자기장의 경계면은 자기권계면이라 하며 자기권계면 내부를 자기권이라 한다(자력선속).

자기권의 최외곽 부분, 특히 지구자기장의 자기력선이 열린 고위도는 매우 복잡하여 태양풍의 이온은 여러 가지 방법으로 자기권으로 들어올 수 있다.

즉 태양 쪽 자기권계면에서의 난류에 의해, 또는 고위도에 위치한 태양 쪽 자기력선의 폐곡선이 자기꼬리와 연결되는 부분인 자기권계면의 뾰족한 부분을 통해 직접 들어올 수 있다. 또한 자기압력이 상당히 낮고 자기력선이 자기꼬리 내부에서 거대한 플라스마 막과 접촉한다면 쉽게 접근할 수 있는 태양 반대쪽의 먼 거리에서 들어올 수 있다(자기꼬리류).