太陽（または他の星）で生成された酸素はどうなりますか？

核融合により、太陽は（少なくとも、いつかは）酸素を含むすべての元素の原子を生成することができます。そして、少なくとも地球化学では、酸素、水素、および少量の熱を組み合わせると水が得られます。または、リチウムと酸素と熱が酸化リチウムを生成します。これらの個々のコンポーネントはすべて、太陽のような星で簡単に入手できます。

だから私の質問は、太陽（または他の星、現在、未来、または過去）によって生成された酸素が、星の大気に存在する他の元素と（たとえば、酸化または燃焼プロセスを通じて）化学的に反応するかどうかです。 ？

あるいは、より一般的には、星の核融合によって形成された元素が化学的に相互作用して、より複雑な分子を生成するのでしょうか（そうでない場合は、なぜそうでないのでしょうか）。

太陽は小さな主系列星です。融合によって酸素を生成することはありません。できません。太陽の中心部の温度と圧力が低すぎます。フュージョンインザサンは現在、ヘリウムの製造に限定されています。これは数十億年の間当てはまります。

とはいえ、太陽には酸素が約1質量％含まれています。この酸素は彼らの人生の末期に他の星によってずっと前に生成されました。私たちの太陽は第3世代（またはそれ以上）の星です。太陽のほとんどは、それらの酸素原子が化学的に結合するにはあまりにも高温です。1つの例外は太陽黒点であり、太陽の光球上の比較的涼しい領域です。（比較的涼しいということは、4500ケルビン未満であるため、まだかなり暑いです。）分子はこれらの低めの温度で形成される可能性があり、科学者は太陽から来る光の中で多くの異なる分子の痕跡を見ます。

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星の中に分子を作ることはできません。気温が高すぎる。分子は高温で分解（分解）して構成部分になります。太陽の光球は約5800ケルビンです。これは非常に高温で、非常に多くの分子を維持できません。光球の下の深さが増すにつれて、温度は急速に上昇します。太陽の中心温度は約1,500万ケルビン（華氏2,700万）で、太陽は小さな星です。大きな星ほど中心温度が高くなります。1500万ケルビンでは、分子はもちろん、原子もありません。代わりに原子核と電子があります。原子はそれらの極端な温度で電子を取り除かれます。

50億から70億年の間に、私たちの太陽はコアの水素をすべてヘリウムに融合させるでしょう。それは私たちの太陽が赤い巨人になるときです。それでも酸素を発生しません。メインシーケンスを去った後に1つの太陽質量星が経験する最初の段階は、赤い巨大相であり、コアは、融合水素のシェルに囲まれたヘリウムの不活性質量です。

最終的に（さらに数十億年後）、そのヘリウムコアの温度は、ヘリウムが炭素に融合し始める点まで上昇し、アルファラダーの最初のステップで少しの酸素が上昇します。この時点で、太陽は赤い巨大相を離れ、ヘルツスプルングラッセル図の水平分岐に加わります。これは、スターの人生のかなり短命なフェーズです。ヘリウム核融合によって生成された炭素と酸素は、（恒星の時間枠で）すばやく不活性コアを形成します。その時点で、太陽は漸近的な赤い巨人になります。

赤い巨人相と漸近的な赤い巨人相は、星が大量のガスを放出するけいれんに悩まされて、かなり厄介な問題です。私たちの太陽はそのようなけいれんによってその質量の約半分を失います。この排出されたガスが冷えると、分子が形成されます。これにより、次に示すような、天文学で最も美しい写真がいくつか得られます。

答えはイエスです。分子の形成は冷たい星の外側の光球で一般的であり、それらの分子はしばしば酸素を含んでいます。明白で一般的な例は、TiO、VOです。

温度が5000Kを下回ると、この化学反応はほぼ完全に起こります。それ以外の場合は、分子が解離するためです。したがって、恒星内部では決して発生しません。

太陽はその生命の後期に分子（Oを含む）を形成します。最初に大気中で、それが（少量で）赤い巨人になります。これらの分子の酸素は太陽で生成されたのではなく、すでにそこにありました。包絡線の約半分を熱脈動と強い恒星風に失う前に、それが漸近巨大分岐を上ると、より広範な分子形成が起こります。ここで、酸素の一部は太陽の内部のヘリウム燃焼シェルで作られ、対流混合によって表面に輸送されました。