Durch Kernfusion kann die Sonne (oder zumindest eines Tages) Atome aller Elemente bis einschließlich Sauerstoff produzieren . Und zumindest in der terrestrischen Chemie erhält man Wasser, wenn man Sauerstoff, Wasserstoff und eine kleine Menge Wärme kombiniert. Oder Lithium und Sauerstoff und Wärme erzeugen Lithiumoxid. Diese einzelnen Komponenten sind alle in einem Stern wie der Sonne leicht verfügbar.
Meine Frage ist also, ob der von der Sonne (oder einem anderen Stern jetzt, in der Zukunft oder in der Vergangenheit) erzeugte Sauerstoff chemisch (zum Beispiel durch Oxidations- oder Verbrennungsprozesse) mit den anderen Elementen in der Atmosphäre des Sterns reagiert ?
Oder ich nehme allgemeiner an, interagieren die durch Kernfusion in einem Stern gebildeten Elemente chemisch, um komplexere Moleküle zu produzieren (und wenn nicht, warum dann nicht)?
Antworten:
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.
Update als Antwort auf Änderungen an der Frage
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).
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Die Antwort ist ja. Die Bildung von Molekülen ist in den äußeren Photosphären kühler Sterne üblich, und diese Moleküle enthalten häufig Sauerstoff. Offensichtliche und häufige Beispiele sind TiO, VO.
Diese Chemie tritt fast vollständig auf, wenn die Temperaturen unter 5000 K fallen, da sonst die Moleküle dissoziiert werden. Daher kommt es in Sterninterieurs niemals vor.
Die Sonne wird in späteren Lebensphasen Moleküle (mit O) bilden, zuerst in ihrer Atmosphäre, wenn sie (in kleinen Mengen) zu einem roten Riesen wird. Der Sauerstoff in diesen Molekülen wurde nicht produziert in der Sonne, es war schon da. Eine umfassendere Molekülbildung findet statt, wenn es den asymptotischen Riesenast hinaufsteigt, bevor es etwa die Hälfte seiner Hülle durch thermische Pulsationen und einen starken Sternwind verliert. Hier wurde ein Teil des Sauerstoffs in einer heliumverbrennenden Hülle innerhalb der Sonne hergestellt und durch konvektives Mischen an die Oberfläche transportiert.
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