Le Soleil est une petite étoile de séquence principale. Il ne produit pas d'oxygène par fusion. Ça ne peut pas. La température et la pression dans le cœur du Soleil sont trop basses. La fusion au soleil est actuellement limitée à la production d'hélium. Cela restera le cas pendant plusieurs milliards d'années.
Cela dit, il y a de l'oxygène dans le Soleil, environ 1% en masse. Cet oxygène a été produit il y a longtemps par d'autres étoiles aux derniers stades de leur vie. Notre Soleil est une étoile de troisième génération (ou plus). La plupart du soleil est beaucoup trop chaud pour que ces atomes d'oxygène se combinent chimiquement. Une exception est les taches solaires, des zones relativement fraîches sur la photosphère du Soleil. (Relativement frais signifie moins de 4500 kelvins, donc encore assez chaud.) Des molécules peuvent se former à ces températures basses, et les scientifiques voient des signatures de nombreuses molécules différentes dans la lumière provenant du Soleil.
Mise à jour, en réponse aux modifications apportées à la question
Les molécules ne peuvent pas se former à l'intérieur d'une étoile. Les températures sont tout simplement trop élevées. Les molécules se décomposent (se séparent) en leurs parties constitutives à des températures élevées. La photosphère du Soleil est d'environ 5800 kelvins, ce qui est déjà trop chaud pour soutenir de très nombreuses molécules. La température augmente rapidement avec une profondeur croissante sous la photosphère. La température centrale du Soleil est d'environ 15 millions de kelvins (27 millions de Fahrenheit), et le Soleil est une petite étoile. Les étoiles plus grandes ont des températures à cœur encore plus élevées. À 15 millions de kelvins, il n'y a même pas d'atomes, encore moins de molécules. Il y a plutôt des noyaux atomiques et des électrons. Les atomes sont dépouillés de leurs électrons à ces températures extrêmes.
Dans cinq à sept milliards d'années, notre Soleil aura fusionné tout l'hydrogène du cœur en hélium. C'est alors que notre Soleil deviendra une géante rouge. Même alors, il ne produira toujours pas d'oxygène. La première étape qu'une étoile de masse solaire éprouve après avoir quitté la séquence principale est la phase géante rouge, où le noyau est une masse inerte d'hélium entourée d'une coquille d'hydrogène en fusion.
Finalement (après un autre milliard d'années environ), la température de ce noyau d'hélium augmentera au point où l'hélium commencera à fusionner en carbone, plus un peu d'oxygène via la première étape de l'échelle alpha. À ce stade, le Soleil quittera la phase géante rouge et rejoindra la branche horizontale du diagramme Hertzsprung – Russell. Il s'agit d'une phase assez courte de la vie d'une star. Le carbone et l'oxygène produits par la fusion d'hélium rapidement (dans des délais stellaires) forment un noyau inerte. À ce stade, notre soleil deviendra une géante rouge asymptotique.
Les phases géantes rouges et géantes rouges asymptotiques sont plutôt désordonnées, détruites par des convulsions où l'étoile expulse beaucoup de gaz. Notre Soleil perdra environ la moitié de sa masse à cause de telles convulsions. Des molécules se forment lorsque ce gaz expulsé se refroidit. Il en résulte certaines des plus belles images de l'astronomie, présentées ci-dessous.
