Wenn man mit dem bloßen Auge oder einem Fernrohr die Sonne beobachtet, sieht man nur die unterste Schicht der Sonnenatmosphäre, die sog. Photosphäre. Die Photosphäre ist etwa 300 km dick und hat eine Temperatur von 6000 K (0K=-273⁰C). Darunter liegt undurchdringlich verborgen, das Innere der Sonne. Aus dem Sonneninneren steigen Wolken heißer Gase an die Oberfläche, die in der Photosphäre eine körnige Struktur, die Granulation, verursachen. Die einzelnen  Granulen haben einen Durchmesser von 1000 bis 2000 km. In den aktiven Zonen der Sonnenatmosphäre kommt es zu einer Reihe von Veränderungen, die generell als Sonnenaktivität bezeichnet wird. Ein anderer Name für diese Aktivitäten sind die "Sonnenflecken". Das sind Regionen mit 1500 K niedrigeren Temperaturen als die umliegende Photosphäre. Sonnenflecken treten meist in Gruppen auf und ihre Häufigkeit variiert mit einer Periode von 11 Jahren, deshalb spricht man auch von einem "elfjährigen Zyklus der Sonnenaktivität". Es kann vorkommen, dass auf der Sonne fast überhaupt keine Flecken zu sehen sind, dagegen kann manchmal die Sonne  von ihnen übersät sein. Verursacht werden die Sonnenflecken durch im Inneren der Sonne erzeugte Magnetfelder. Wenn die Feldlinien durch die Oberfläche stoßen, rufen sie lokale Abkühlungen hervor, die Sonnenflecken.

Neben der Photosphäre (Lichtkugel) besteht die Sonne noch aus zwei weiteren Schichten, nämlich der darüberliegenden Chromosphäre (Farbkugel) und der darüber liegenden obersten Korona, die weit in den interplanetaren Raum hereinreicht. Die Chromosphäre, mit einer Dicke von 10.000 km, ist bei Sonnenbeobachtungen nicht zu  erkennen, da sie aus einer Zahl sehr dünner Gase besteht, die im Sichtbarkeitsbereich des Spektrums nicht erscheint. Nur während einer totalen Sonnenfinsternis kann man  um die dunkle Mondscheibe einen schmalen, rosafarbenen Rand sehen.

Über die Chromosphäre steigen in die Korona leuchtende Plasmawolken und -ströme auf, die Protuberanzen. Protuberanzen sind eine interessante und überwältigende Erscheinung. Man kann nur erahnen, wieviel Energie in der Sonne verborgen ist.

Nur selten gelingt es den Menschen, eine totale Sonnenfinsternis zu erleben. Die Entfernungen zwischen Erde und Mond sowie zwischen Erde und Sonne lassen den Mond genauso groß wie die Sonne erscheinen. Der Mond verdeckt also bei der Sonnenfinsternis die Photosphäre der Sonne, so dass ein silbriger Glanz zu sehen ist, die Korona. Die Helligkeit der Korona ist hunderttausendmal schwächer als die der Photosphäre, die Gase in der Korona sind eine Billion mal dünner als die Luft, die wir atmen. Dafür weist die Korona aber immerhin noch eine Temperatur von einer halbe Million Grad Celsius auf. Durch das Magnetfeld der Sonne werden die Koronastrahlen gebildet, die dem Verlauf der magnetischen Kraftlinien folgen. Inzwischen wurden in der Korona auch "Löcher" entdeckt. Wahrscheinlich sind Partikelströme dafür die Ursache. Diese Partikelströme dringen weit in den interplanetaren Raum ein und beeinflussen auch gewisse Vorgänge auf der Erde. Der letzte Bereich der Sonnenaktivität ist die Heliosphäre, der Teil des  Weltalls, in dem der Sonnenwind wirksam ist. Die Heliosphäre erstreckt sich vermutlich über eine Distanz von fast 15 Mio. km, bis der Einfluß der Sonne schließlich dem Einfluß des interstellaren Raums weicht. Der Rand der Heliosphäre markiert die äußere Grenze unseres Sonnensystems.