Auringossa on useita havaintokohteita ja -ilmiöitä, jotka tulevat esiin eri aallonpituusalueilla havaittaessa. Seuraavassa on yleiskatsaus niistä.

Aurinko valkoisessa valossa

Auringon pinnalla (fotosfäärissä) näkyvistä ilmiöistä tunnetuimpia ovat tähden magneettisesta aktiivisuudesta kielivät  auringonpilkut. Pilkkujen määrää kuvataan ns. Wolfin auringonpilkkuluvulla:

R = 10g + s

jossa g on pilkkuryhmien määrä ja s on pilkkujen kokonaismäärä. Yksittäinenkin pilkku vailla muita lähellä olevia pilkkuja lasketaan omaksi ryhmäkseen. Pilkuista etenkin suuret ovat kaksijakoisia; niissä on täysvarjon (umbra) ohella myös puolivarjo (penumbra) näkyvillä. Pilkut ovat ympäristöään tummempia, koska niiden kohdalla magneettikenttä häiritsee kuuman kaasun virtausta. Pilkkujen lähellä näkyy toisinaan myös vaaleita fakula-alueita, jotka erottuvat parhaiten niiden ollessa Auringon reunojen läheisyydessä.

Auringon aktiiviset alueet koostuvat useimmiten pilkuista ja fakuloista, joskin toisinaan pilkkuja ei erotu lainkaan ja alueiden havaitseminen on tällöin vaikeaa. Kullakin aktiivisella alueella on oma numeronsa, jonka voi käydä tarkastamassa esimerkiksi Spaceweather-sivuston etusivun kuvasta. Tällä hetkellä Auringon aktiivisuus on magneettikentän jaksollisuuteen liittyvän 11-vuotisen syklin laskevassa vaiheessa. Aktiivisuusminimin aikaan Aurinko saattaa olla jopa kymmenien päivien ajan yhtäjaksoisesti aivan pilkuton.

Auringon reunat erottuvat tummempina kuin keskiosa, koska reunoilta havaitsijaa kohti kulkeva säteily joutuu etenemään kaasukerroksessa pidemmän matkan ja absorptio on näin ollen voimakkaampaa. Toisaalta reunoilta lähtevä säteily on peräisin fotosfäärin ylemmistä, viileämmistä kerroksista ja näkyy punaisempana. Ns. reunatummuminen (limb darkening) aiheutuu näiden tekijöiden yhteisvaikutuksesta.

Mikäli täysaukkosuodatin on käytössä, voidaan kaukoputken okulaariin kiinnittää kuvaa parantava Continuum-suodatin, joka päästää noin 20 nm:n aallonpituuskaistan verran valoa näkyvän valon kaistan (400-700 nm) keskivaiheilla. Continuum-suodattimen kuvassa Aurinko erottuu vihreänä, ei haalean kellertävänä tai valkoisena kuten pelkän täysaukkosuodattimen kuvassa. 

H-alfa - näkymä kromosfääriin

Auringon kromosfäärin havaitsemiseen on valmistettu erityisiä H-alfa-kaukoputkia, jotka päästävät vain hyvin kapean kaistan valoa vedyn Balmerin sarjan 656,3 nm:n syvänpunaisella aallonpituudella. Toisin kuin syvän taivaan valokuvaukseen tarkoitetut yksinkertaiset H-alfa-suodattimet, aurinkoputkissa käytetyt interferenssisuodattimet eivät päästä fotosfäärin valoa läpi lainkaan vaan tarjoavat ainutlaatuisen näkymän Auringon pinnan ylempään kerrokseen.

H-alfa-putken kuvassa Auringon kaasupurkaukset näkyvät reunojen protuberansseina ja kiekkoa vasten filamentteina, jotka nekin itseasiassa ovat protuberansseja. Myös auringonpilkkuja erottuu etenkin Auringon runsaan aktiivisuuden aikoina, joskin ympäröivät ilmiöt helposti varastavat huomion niiltä. Yleisönäytöskäytössä H-alfa -putket ovat suotuisia, koska niiden kuvassa Aurinko näyttää aktiiviselta, dynaamiselta kappaleelta silloinkin, kun pilkkuja on vähän tai ei lainkaan.

Useimmiten H-alfa-kaukoputkia myydään valmiina paketteina alkaen 600-700 €:n hinnoista 30-40 mm:n objektiivilla varustettujen putkien kokoluokassa. Suodatinratkaisun monimutkaisuuden vuoksi vähänkään suuremmat H-alfa-kaukoputket maksavat usein 2000 € tai enemmän. Suomessa niiden määrä on kuitenkin noussut viime vuosina erityisesti tähtiyhdistysten käytössä. Tunnetuimmat valmistajat ovat Lunt ja Meaden nykyisin omistama Coronado.

Radiohavainnot

Aurinkoa havaitaan Suomessa myös radioalueella Jyväskylän Siriuksen ylläpitämän Hankasalmen radioteleskoopin voimin sekä ammattimaisesti Metsähovin observatoriossa Kirkkonummella. Lisäksi Järvenpäässä sijaitsevalla Keski-Uudenmaan Altairin Sampo-havaintolaitteella tarkkaillaan epäsuorasti Auringon roihupurkauksia. Usein nämä purkaukset saavat aikaan materiaalivirtauksia, jotka Maan magnetosfääriin osuessaan näkyvät revontulina.