Was passiert mit Sauerstoff, der auf der Sonne (oder anderen Sternen) produziert wird?

Die Sonne ist ein kleiner Hauptreihenstern. Es produziert keinen Sauerstoff durch Fusion. Es kann nicht. Die Temperatur und der Druck im Kern der Sonne sind zu niedrig. Die Fusion in der Sonne ist derzeit auf die Produktion von Helium beschränkt. Das wird noch mehrere Milliarden Jahre so bleiben.

Allerdings gibt es Sauerstoff in der Sonne, etwa 1 Massenprozent. Dieser Sauerstoff wurde vor langer Zeit von anderen Sternen am Ende ihres Lebens produziert. Unsere Sonne ist ein Stern der dritten Generation (oder mehr). Der größte Teil der Sonne ist viel zu heiß, als dass sich diese Sauerstoffatome chemisch verbinden könnten. Eine Ausnahme bilden Sonnenflecken, relativ kühle Bereiche auf der Photosphäre der Sonne. (Relativ kühl bedeutet weniger als 4500 Kelvin, also immer noch ziemlich heiß.) Moleküle können sich bei diesen niedrigen Temperaturen bilden, und Wissenschaftler sehen Signaturen vieler verschiedener Moleküle im Licht, das von der Sonne kommt.

Innerhalb eines Sterns können sich keine Moleküle bilden. Die Temperaturen sind einfach zu hoch. Moleküle werden bei hohen Temperaturen in ihre Bestandteile zerlegt (gespalten). Die Photosphäre der Sonne beträgt etwa 5800 Kelvin, was bereits zu heiß ist, um sehr viele Moleküle zu ertragen. Die Temperatur steigt mit zunehmender Tiefe unterhalb der Photosphäre schnell an. Die Kerntemperatur der Sonne beträgt etwa 15 Millionen Kelvin (27 Millionen Fahrenheit), und die Sonne ist ein kleiner Stern. Größere Sterne haben noch höhere Kerntemperaturen. Bei 15 Millionen Kelvin gibt es nicht einmal Atome, geschweige denn Moleküle. Stattdessen gibt es Atomkerne und Elektronen. Atomen werden bei diesen extremen Temperaturen ihre Elektronen entzogen.

In fünf bis sieben Milliarden Jahren wird unsere Sonne den gesamten Wasserstoff im Kern zu Helium verschmolzen haben. Dann wird unsere Sonne zu einem Roten Riesen. Selbst dann wird es immer noch keinen Sauerstoff produzieren. Die erste Stufe, die ein Stern mit einer Sonnenmasse nach dem Verlassen der Hauptreihe durchläuft, ist die Phase des Roten Riesen, in der der Kern eine träge Masse aus Helium ist, die von einer Hülle aus schmelzendem Wasserstoff umgeben ist.

Schließlich (nach etwa einer weiteren Milliarde Jahren) wird die Temperatur dieses Heliumkerns bis zu dem Punkt ansteigen, an dem das Helium beginnt, zu Kohlenstoff zu verschmelzen, plus ein wenig Sauerstoff über die erste Stufe auf der Alpha-Leiter. An diesem Punkt verlässt die Sonne die Phase des Roten Riesen und schließt sich dem horizontalen Zweig des Hertzsprung-Russell-Diagramms an. Dies ist eine eher kurzlebige Phase im Leben eines Stars. Der durch die Heliumfusion erzeugte Kohlenstoff und Sauerstoff bilden schnell (in stellaren Zeitrahmen) einen inerten Kern. An diesem Punkt wird unsere Sonne zu einem asymptotischen Roten Riesen.

Die Phasen des Roten Riesen und des asymptotischen Roten Riesen sind ziemlich chaotische Angelegenheiten, die von Krämpfen geplagt werden, bei denen der Stern viel Gas ausstößt. Unsere Sonne wird durch solche Erschütterungen etwa die Hälfte ihrer Masse verlieren. Moleküle bilden sich, wenn dieses ausgestoßene Gas abkühlt. Dies führt zu einigen der schönsten Bilder in der Astronomie, die unten gezeigt werden.

_{(Quelle: inspirehep.net )}

Die Antwort ist ja. Molekülbildung ist in den äußeren Photosphären kühler Sterne üblich, und diese Moleküle enthalten häufig Sauerstoff. Offensichtliche und gängige Beispiele sind TiO, VO.

Diese Chemie findet fast vollständig statt, wenn die Temperaturen unter 5000 K fallen, weil sonst die Moleküle dissoziiert werden. Daher kommt es nie im Inneren von Sternen vor.

Die Sonne wird in den späteren Stadien ihres Lebens Moleküle (einschließlich O) bilden, zuerst in ihrer Atmosphäre, wenn sie (in kleinen Mengen) zu einem roten Riesen wird. Der Sauerstoff in diesen Molekülen wurde nicht in der Sonne produziert , er war bereits dort. Eine umfangreichere Molekülbildung findet statt, wenn es den asymptotischen Riesenast aufsteigt, bevor es etwa die Hälfte seiner Hülle durch thermische Pulsationen und einen starken Sternwind verliert. Hier wurde ein Teil des Sauerstoffs in einer heliumverbrennenden Hülle im Inneren der Sonne hergestellt und durch konvektive Mischung an die Oberfläche transportiert.