Se slovem fotosféra se setkáme při popisu Slunce, případně i jiné hvězdy. Tímto slovem je označen viditelný povrch Slunce při pohledu ze Země. U Slunce i ostatních hvězd je to oblast, ve které s nárůstem optické hloubky končí průhlednost (optická hloubka, která dosáhne hodnoty 1). Je ale nutné si uvědomit, že Slunce i ostatní hvězdy jsou plynné koule, které ve skutečnosti nemají pevný povrch. Nicméně oblast, ve které je plyn pro fotony neprůhledný, je pro vnějšího pozorovatele definována jako povrch hvězdy.
U Slunce je fotosféra zároveň spodní vrstvou sluneční atmosféry o tloušťce kolem 200 až 500 km. Pod ní se nalézá konvektivní zóna. Nad fotosférou se nachází další dvě vrstvy – chromosféra a koróna. Měřením teploty jednotlivých vrstev Slunce se zjistilo, že právě fotosféra je nejchladnější. Její teplota dosahuje pouhých asi 5 700 K. Směrem do nitra Slunce teplota narůstá, druhým směrem, tedy od Slunce rovněž.
Fotosféra je dostupná ve viditelném světle. Její spektrum je spojité a můžeme v něm spatřit temné čáry (Fraunhoferovy čáry). Fotosféru lze sledovat okem i pomocí dalekohledu. Nesmíme však zapomenout, že z této vrstvy přichází intenzivní tepelné i světelné záření. Dokonce je z ní emitováno až 99 procent záření ze Slunce. Toto intenzivní světelné i tepelné záření může poškodit zrak během zlomku sekundy, zejména při pohledu do dalekohledu. Proto je nutné si zrak během pozorování chránit pomocí kvalitních filtrů, které dostatečně zeslabí sluneční světlo a nepropustí ani infračervené záření.
Ve fotosféře lze sledovat několik zajímavých úkazů. Pokud pozorujeme dalekohledem, samozřejmě opatřeným kvalitním filtrem, nebo pořídíme fotografii slunečního kotouče, zjistíme, že jas slunečního disku není stejný po celé ploše. Zatímco střed bude velmi jasný, směrem ke krajům bude jas ubývat. Jedná se o tzv. okrajové ztemnění. Je způsobeno tím, že se díváme na kouli a ve středu této koule pronikáme do větší hloubky, kde již narůstá teplota. Na okrajích vlivem perspektivy se díváme do chladnějších oblastí, tedy do menší hloubky.
Ve velkém astronomickém teleskopu při výborných pozorovacích podmínkách je možné spatřit i měnící se strukturu fotosféry. Ve středové části disku je viditelná granulace, což jsou výstupky proudů plazmy z konvektivní zóny. Jednotlivé granule se vizuálně podobají nepravidelným včelím plástvím o průměrných rozměrech buňky asi 1000 – 1200 km. Vnitřní část granule, ve které se pohybuje horké plazma směrem k povrchu, je jasné, neboť je asi o 200 K teplejší než okolí. Okraje granule, po kterých stéká ochladlé plazma, jsou tmavší. Doba existence jednotlivých granulí se pohybuje kolem 5 minut.
Při dobrých podmínkách lze ve fotosféře spatřit i drobné tmavé skvrnky s krátkou životností. Jedná se o zárodky slunečních skvrn a mají název póry. Většina pórů během několika minut zase zanikne, z některých se však začnou vytvářet sluneční skvrny.
Sluneční skvrny jsou vizuálně nejnápadnějším projevem sluneční aktivity. Jedná se o aktivní oblasti se silnou koncentrací magnetického pole. Sluneční skvrnu si lze představit jako jakousi depresi (prohlubeň) terénu ve fotosféře. Skvrny se mohou vyskytovat jak samostatně v jednoduchých nebo naopak velmi složitých skupinách. Středová, nejnižší část skvrny (jádro) je temná a nazývá se umbra (stín). Je lemována světlejší vláknitou částí – penumbrou (polostínem). Malé, většinou rozvíjející se skvrny nemusí mít penumbru, nebo ji mají nezřetelnou. Teplota ve slunečních skvrnách je asi ještě o 1 500 K nižší, než v okolní fotosféře.
Životnost slunečních skvrn se pohybuje od jednoho dne do několika dnů, týdnů až měsíců. Obecně platí, že čím je skupina větší, tím i její životnost narůstá. Během svého výskytu skupina slunečních skvrn mění svoji velikost i tvar.
V okolí skupin slunečních skvrn lze spatřit další projevy sluneční aktivity, byť mnohem méně nápadné než skvrny. Jedná se o světlejší, nepravidelně uspořádané oblasti nazývané fakulová pole. Ta jsou nápadná hlavně při okrajích slunečního disku, ve středových oblastech nebývají výrazná. Tím, že se nachází většinou poblíž slunečních skvrn, mohou fakulová pole signalizovat začínající nebo končící aktivitu v oblasti, ale není to podmínkou. Fakulová pole se většinou objeví před výskytem skvrn a zanikají až po jejich zániku. Mají proto delší životnost než skvrny.
Uvedené projevy aktivity lze ve fotosféře velmi dobře sledovat i pomocí relativně malých pozorovacích přístrojů, takže jsou dostupné všem astronomům-amatérům.
