Päikese pinda, õieti seda, mis meile paistab pinnana, võime Maalt vaadelda. Tuleb olla ettevaatlik, Päikesesse vaatamine võib pöördumatult nägemist kahjustada. Eriti ohtlik on suunata Päikesele sobiva filtrita binokkel või vaatlustoru. Hea päikeseteleskoobiga, mis vähendab heledust ja filtreerib välja osa lainepikkusi, võib päikeseketta pinnal näha laike. Ketta serval paistab peaaegu alati mõni gaasipurse.

Päikese ja teiste tähtede siseehitust vaadelda ega mõõta ei saa, mudel on arvutuslik. Päikese tuumas toimub kõrge temperatuuri (kuni 15 MK) ja suure gravitatsioonilise rõhu mõjul termotuumareaktsioon, vesinikust saab heelium (ptk Tuumareaktsioon). Sellest pärineb Päikese praegusel arenguetapil tema suur kiirgusvõimsus. Kiirgus levib tuumast väljapoole, kiirguskihis langeb temperatuur 7 miljonilt kelvinilt 2 miljonini. Edasi kannab energiat väljapoole konvekteeruv plasma. Valgus tekib õhukeses (umbes 500 km) kihis, fotosfääris, mida loetakse Päikese atmosfääri alumiseks piiriks ja mis vaatlemisel tundub Päikese pinnana või päikeseketta terava servana. Fotosfääri peal on punakalt hõõguv (vesiniku spektrijoon lainepikkusega 656,3 nm, ptk Astronoomia) hõredam gaasikiht, kromosfäär. Seda saab Maalt näha vaid täieliku päikesevarjutuse ajal. Atmosfääri välimine kiht on kroon. Väga lai, mitme miljoni kilomeetrini ulatuv muutlik kroon paistab varjutuse ajal eriti hästi. Krooni gaasid on väga kuumad, üle miljoni kelvini, kui pinnatemperatuur on ainult 6000 K. Energia ülekanne fotosfäärist kroonile on olnud pikaajaline päikesefüüsika probleem. Arvutimudelite ja kosmoses ullava päikeseteleskoobiga tehtud mõõtmiste kokkulangemine paistab kinnitavat, et tegu on erilist sorti magnetlainetega. Arvatavasti annab seesama mehhanism hoogu eemalduvale laetud osakeste voole, mida Maa magnetosfääris märgatakse virmaliste ja magnettormidena.