Die Sonne ist ein kleiner Hauptreihenstern. Es produziert keinen Sauerstoff durch Fusion. Es kann nicht. Die Temperatur und der Druck im Sonnenkern sind zu niedrig. Die Fusion in der Sonne beschränkt sich derzeit auf die Produktion von Helium. Dies wird mehrere Milliarden Jahre so bleiben.
Das heißt, es gibt Sauerstoff in der Sonne, ungefähr 1 Massen-%. Dieser Sauerstoff wurde vor langer Zeit von anderen Sternen in den Endphasen 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 in der Photosphäre der Sonne. (Relativ kühl bedeutet weniger als 4500 Kelvin, also immer noch ziemlich heiß.) Bei diesen niedrigen Temperaturen können sich Moleküle bilden, und Wissenschaftler sehen im Licht der Sonne Signaturen vieler verschiedener Moleküle.
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Moleküle können sich nicht innerhalb eines Sterns bilden. Die Temperaturen sind einfach zu hoch. Moleküle zersetzen sich bei hohen Temperaturen in ihre Bestandteile. Die Photosphäre der Sonne besteht aus etwa 5800 Kelvin, was bereits zu heiß ist, um sehr viele Moleküle aufzunehmen. 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. Es gibt stattdessen Atomkerne und Elektronen. Atome werden bei diesen extremen Temperaturen von ihren Elektronen befreit.
In fünf bis sieben Milliarden Jahren wird unsere Sonne den gesamten Wasserstoff im Kern zu Helium verschmolzen haben. Dann wird unsere Sonne ein roter Riese. Selbst dann wird es immer noch keinen Sauerstoff produzieren. Die erste Stufe, die ein Stern mit einer Sonnenmasse nach dem Verlassen der Hauptsequenz erlebt, ist die rote Riesenphase, in der der Kern eine inerte Heliummasse ist, die von einer Hülle aus verschmelzendem Wasserstoff umgeben ist.
Schließlich (nach etwa einer weiteren Milliarde Jahren) steigt die Temperatur dieses Heliumkerns bis zu dem Punkt an, an dem das Helium über den ersten Schritt auf der Alpha-Leiter zu Kohlenstoff und etwas Sauerstoff verschmilzt. Zu diesem Zeitpunkt verlässt die Sonne die rote Riesenphase und verbindet sich mit dem horizontalen Zweig des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Dies ist eine eher kurzlebige Phase im Leben eines Sterns. Der durch Heliumfusion schnell (in Sternzeiträumen) erzeugte Kohlenstoff und Sauerstoff bilden einen inerten Kern. An diesem Punkt wird unsere Sonne zu einem asymptotischen roten Riesen.
Die Phasen des roten Riesen und der asymptotischen roten Riesen sind ziemlich chaotisch, erschüttert von Krämpfen, bei denen der Stern viel Gas ausstößt. Unsere Sonne wird durch solche Krämpfe etwa die Hälfte ihrer Masse verlieren. Moleküle bilden sich, wenn dieses ausgestoßene Gas abkühlt. Dies führt zu einigen der schönsten Bilder der Astronomie (siehe unten).
