Mặt trời là một ngôi sao trình tự chính nhỏ. Nó không tạo ra oxy thông qua phản ứng tổng hợp. Nó không thể. Nhiệt độ và áp suất trong lõi của Mặt trời quá thấp. Fusion in the Sun hiện chỉ giới hạn trong việc sản xuất helium. Điều này sẽ vẫn là trường hợp trong vài tỷ năm.
Điều đó nói rằng, có oxy trong Mặt trời, khoảng 1% khối lượng. Oxy này được tạo ra từ lâu bởi các ngôi sao khác ở giai đoạn cuối của cuộc đời họ. Mặt trời của chúng ta là một ngôi sao thế hệ thứ ba (hoặc nhiều hơn). Hầu hết Mặt trời quá nóng để các nguyên tử oxy kết hợp hóa học. Một ngoại lệ là các vết đen mặt trời, các khu vực tương đối mát mẻ trên bầu trời của Mặt trời. (Tương đối mát có nghĩa là ít hơn 4500 kelvins, nên vẫn còn khá nóng.) Các phân tử có thể hình thành ở những nhiệt độ thấp này và các nhà khoa học nhìn thấy chữ ký của nhiều phân tử khác nhau trong ánh sáng đến từ Mặt trời.
Cập nhật, để trả lời các chỉnh sửa cho câu hỏi
Các phân tử không thể hình thành bên trong một ngôi sao. Nhiệt độ quá cao. Các phân tử phân hủy (tách ra) thành các bộ phận cấu thành của chúng ở nhiệt độ cao. Ảnh mặt trời của Mặt trời là khoảng 5800 kelvins, vốn đã quá nóng để duy trì rất nhiều phân tử. Nhiệt độ tăng nhanh với độ sâu tăng dần bên dưới khung ảnh. Nhiệt độ lõi của Mặt trời là khoảng 15 triệu kelvins (27 triệu Fahrenheit) và Mặt trời là một ngôi sao nhỏ. Những ngôi sao lớn hơn có nhiệt độ lõi thậm chí cao hơn. Ở mức 15 triệu kelvins, thậm chí không có nguyên tử, chứ chưa nói đến các phân tử. Thay vào đó là các hạt nhân nguyên tử và electron. Các nguyên tử bị tước electron ở nhiệt độ cực cao đó.
Trong năm đến bảy tỷ năm, Mặt trời của chúng ta sẽ hợp nhất tất cả hydro trong lõi thành helium. Đó là khi Mặt trời của chúng ta sẽ trở thành một người khổng lồ đỏ. Ngay cả sau đó, nó vẫn không tạo ra oxy. Giai đoạn đầu tiên một ngôi sao khối lượng mặt trời trải qua sau khi rời khỏi chuỗi chính là pha khổng lồ đỏ, trong đó lõi là một khối heli trơ được bao quanh bởi một lớp vỏ hydro.
Cuối cùng (sau một tỷ năm nữa), nhiệt độ của lõi helium đó sẽ tăng lên đến mức helium bắt đầu nung chảy thành carbon, cộng với một chút oxy qua bước đầu tiên trên thang alpha. Tại thời điểm này, Mặt trời sẽ rời khỏi pha khổng lồ đỏ và gia nhập nhánh ngang của sơ đồ Hertzsprung bồi Russell. Đây là giai đoạn khá ngắn trong cuộc đời của một ngôi sao. Carbon và oxy được tạo ra bởi phản ứng tổng hợp helium nhanh chóng (trong các khung thời gian sao) tạo thành một lõi trơ. Tại thời điểm đó, mặt trời của chúng ta sẽ trở thành một người khổng lồ đỏ không triệu chứng.
Các pha khổng lồ đỏ và khổng lồ đỏ không có triệu chứng là những vấn đề khá lộn xộn, bị phá hủy bởi những cơn co giật nơi ngôi sao trục xuất rất nhiều khí gas. Mặt trời của chúng ta sẽ mất khoảng một nửa khối lượng cho những cơn co giật như vậy. Các phân tử hình thành khi khí thải này nguội đi. Điều này dẫn đến một số hình ảnh đẹp nhất trong thiên văn học, được hiển thị dưới đây.
