El Sol es una pequeña estrella de secuencia principal. No produce oxígeno por fusión. No puede La temperatura y la presión en el núcleo del Sol son demasiado bajas. Fusion in the Sun se limita actualmente a la producción de helio. Este seguirá siendo el caso durante varios miles de millones de años.
Dicho esto, hay oxígeno en el Sol, alrededor del 1% en masa. Este oxígeno fue producido hace mucho tiempo por otras estrellas en las etapas finales de sus vidas. Nuestro Sol es una estrella de tercera generación (o más). La mayor parte del Sol está demasiado caliente para que esos átomos de oxígeno se combinen químicamente. Una excepción son las manchas solares, áreas relativamente frías en la fotosfera del Sol. (Relativamente frío significa menos de 4500 kelvins, por lo que todavía está bastante caliente). Las moléculas pueden formarse a estas bajas temperaturas, y los científicos ven firmas de muchas moléculas diferentes en la luz provenientes del Sol.
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Las moléculas no pueden formarse dentro de una estrella. Las temperaturas son demasiado altas. Las moléculas se descomponen (se dividen) en sus partes constituyentes a altas temperaturas. La fotosfera del Sol es de aproximadamente 5800 Kelvin, que ya es demasiado caliente para sostener muchas moléculas. La temperatura aumenta rápidamente al aumentar la profundidad debajo de la fotosfera. La temperatura central del Sol es de aproximadamente 15 millones de grados Kelvin (27 millones Fahrenheit), y el Sol es una pequeña estrella. Las estrellas más grandes tienen temperaturas centrales aún más altas. Con 15 millones de Kelvin, ni siquiera hay átomos, y mucho menos moléculas. En cambio, hay núcleos atómicos y electrones. Los átomos son despojados de sus electrones a esas temperaturas extremas.
En cinco o siete mil millones de años, nuestro Sol habrá fusionado todo el hidrógeno del núcleo en helio. Entonces nuestro Sol se convertirá en un gigante rojo. Incluso entonces, todavía no producirá oxígeno. La primera etapa que experimenta una estrella de una masa solar después de abandonar la secuencia principal es la fase gigante roja, donde el núcleo es una masa inerte de helio rodeada por una capa de hidrógeno fusible.
Finalmente (después de otros mil millones de años más o menos), la temperatura de ese núcleo de helio aumentará hasta el punto en que el helio comience a fusionarse con el carbono, más un poco de oxígeno a través del primer paso en la escalera alfa. En este punto, el Sol abandonará la fase gigante roja y se unirá a la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Esta es una fase bastante corta de la vida de una estrella. El carbono y el oxígeno producidos por la fusión de helio rápidamente (en marcos de tiempo estelares) forman un núcleo inerte. En ese punto, nuestro sol se convertirá en un gigante rojo asintótico.
Las fases gigante roja y gigante roja asintótica son asuntos bastante desordenados, sacudidos por convulsiones donde la estrella expulsa una gran cantidad de gas. Nuestro Sol perderá aproximadamente la mitad de su masa por tales convulsiones. Las moléculas se forman cuando este gas expulsado se enfría. Esto da como resultado algunas de las imágenes más bonitas de la astronomía, que se muestran a continuación.
