Il sole è una piccola stella della sequenza principale. Non produce ossigeno attraverso la fusione. Non può. La temperatura e la pressione nel nucleo del Sole sono troppo basse. Fusion in the Sun è attualmente limitato alla produzione di elio. Questo rimarrà per diversi miliardi di anni.
Detto questo, c'è ossigeno nel Sole, circa l'1% in massa. Questo ossigeno è stato prodotto molto tempo fa da altre stelle nelle fasi finali della loro vita. Il nostro Sole è una stella di terza generazione (o più). La maggior parte del sole è troppo calda perché gli atomi di ossigeno si combinino chimicamente. Un'eccezione sono le macchie solari, aree relativamente fresche sulla fotosfera del Sole. (Relativamente freddo significa meno di 4500 kelvin, quindi ancora abbastanza caldo.) Le molecole possono formarsi a queste temperature basse, e gli scienziati vedono le firme di molte molecole diverse nella luce proveniente dal Sole.
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Le molecole non possono formarsi all'interno di una stella. Le temperature sono troppo alte. Le molecole si decompongono (divise) nelle loro parti costituenti ad alte temperature. La fotosfera del Sole è di circa 5800 kelvin, che è già troppo calda per sostenere moltissime molecole. La temperatura aumenta rapidamente con l'aumentare della profondità al di sotto della fotosfera. La temperatura interna del Sole è di circa 15 milioni di kelvin (27 milioni di Fahrenheit) e il Sole è una piccola stella. Le stelle più grandi hanno temperature del nucleo ancora più elevate. A 15 milioni di kelvin, non ci sono nemmeno atomi, figuriamoci molecole. Esistono invece nuclei atomici ed elettroni. Gli atomi sono privati dei loro elettroni a quelle temperature estreme.
Tra cinque e sette miliardi di anni, il nostro Sole avrà fuso tutto l'idrogeno nel nucleo in elio. Questo è quando il nostro Sole diventerà un gigante rosso. Anche allora, non produrrà ancora ossigeno. Il primo stadio che sperimenta una stella di massa solare dopo aver lasciato la sequenza principale è la fase gigante rossa, in cui il nucleo è una massa inerte di elio circondata da un guscio di fusione di idrogeno.
Alla fine (dopo circa un altro miliardo di anni), la temperatura di quel nucleo di elio salirà al punto in cui l'elio inizia a fondersi con il carbonio, oltre a un po 'di ossigeno attraverso il primo gradino della scala alfa. A questo punto, il Sole lascerà la fase del gigante rosso e si unirà al ramo orizzontale del diagramma Hertzsprung – Russell. Questa è una fase piuttosto breve della vita di una stella. Il carbonio e l'ossigeno prodotti dalla fusione dell'elio rapidamente (in tempi stellari) formano un nucleo inerte. A quel punto, il nostro sole diventerà un gigante rosso asintotico.
Il gigante rosso e le fasi asintotiche del gigante rosso sono affari piuttosto disordinati, devastati dalle convulsioni in cui la stella espelle un sacco di gas. Il nostro Sole perderà circa la metà della sua massa a causa di tali convulsioni. Le molecole si formano quando questo gas espulso si raffredda. Ciò si traduce in alcune delle immagini più belle in astronomia, mostrate di seguito.
