A través de la fusión nuclear, el Sol puede (o al menos, algún día) producirá átomos de todos los elementos, incluido el oxígeno . Y al menos en química terrestre, cuando combinas oxígeno, hidrógeno y una pequeña cantidad de calor obtienes agua. O el litio y el oxígeno y el calor producirán óxido de litio. Esos componentes individuales están disponibles en una estrella como el Sol.
Entonces, mi pregunta es si el oxígeno producido por el Sol (o cualquier otra estrella, ahora, en el futuro o en el pasado) reacciona químicamente (por ejemplo, a través de procesos de oxidación o combustión) con los otros elementos presentes en la atmósfera de la estrella ?
O supongo que, en general, ¿los elementos formados a través de la fusión nuclear en una estrella interactúan químicamente para producir moléculas más complejas (y si no, ¿por qué no?)
Respuestas:
El Sol es una pequeña estrella de secuencia principal. No produce oxígeno por fusión. No puede La temperatura y la presión en el núcleo del Sol son demasiado bajas. Fusion in the Sun se limita actualmente a la producción de helio. Este seguirá siendo el caso durante varios miles de millones de años.
Dicho esto, hay oxígeno en el Sol, alrededor del 1% en masa. Este oxígeno fue producido hace mucho tiempo por otras estrellas en las etapas finales de sus vidas. Nuestro Sol es una estrella de tercera generación (o más). La mayor parte del Sol está demasiado caliente para que esos átomos de oxígeno se combinen químicamente. Una excepción son las manchas solares, áreas relativamente frías en la fotosfera del Sol. (Relativamente frío significa menos de 4500 kelvins, por lo que todavía está bastante caliente). Las moléculas pueden formarse a estas bajas temperaturas, y los científicos ven firmas de muchas moléculas diferentes en la luz provenientes del Sol.
Actualización, en respuesta a ediciones a la pregunta
Las moléculas no pueden formarse dentro de una estrella. Las temperaturas son demasiado altas. Las moléculas se descomponen (se dividen) en sus partes constituyentes a altas temperaturas. La fotosfera del Sol es de aproximadamente 5800 Kelvin, que ya es demasiado caliente para sostener muchas moléculas. La temperatura aumenta rápidamente al aumentar la profundidad debajo de la fotosfera. La temperatura central del Sol es de aproximadamente 15 millones de grados Kelvin (27 millones Fahrenheit), y el Sol es una pequeña estrella. Las estrellas más grandes tienen temperaturas centrales aún más altas. Con 15 millones de Kelvin, ni siquiera hay átomos, y mucho menos moléculas. En cambio, hay núcleos atómicos y electrones. Los átomos son despojados de sus electrones a esas temperaturas extremas.
En cinco o siete mil millones de años, nuestro Sol habrá fusionado todo el hidrógeno del núcleo en helio. Entonces nuestro Sol se convertirá en un gigante rojo. Incluso entonces, todavía no producirá oxígeno. La primera etapa que experimenta una estrella de una masa solar después de abandonar la secuencia principal es la fase gigante roja, donde el núcleo es una masa inerte de helio rodeada por una capa de hidrógeno fusible.
Finalmente (después de otros mil millones de años más o menos), la temperatura de ese núcleo de helio aumentará hasta el punto en que el helio comience a fusionarse con el carbono, más un poco de oxígeno a través del primer paso en la escalera alfa. En este punto, el Sol abandonará la fase gigante roja y se unirá a la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Esta es una fase bastante corta de la vida de una estrella. El carbono y el oxígeno producidos por la fusión de helio rápidamente (en marcos de tiempo estelares) forman un núcleo inerte. En ese punto, nuestro sol se convertirá en un gigante rojo asintótico.
Las fases gigante roja y gigante roja asintótica son asuntos bastante desordenados, sacudidos por convulsiones donde la estrella expulsa una gran cantidad de gas. Nuestro Sol perderá aproximadamente la mitad de su masa por tales convulsiones. Las moléculas se forman cuando este gas expulsado se enfría. Esto da como resultado algunas de las imágenes más bonitas de la astronomía, que se muestran a continuación.
fuente
La respuesta es sí. La formación de moléculas es común en las fotosferas externas de estrellas frías, y esas moléculas frecuentemente contienen oxígeno. Ejemplos obvios y comunes son TiO, VO.
Esta química ocurre casi por completo cuando las temperaturas caen por debajo de 5000K, porque de lo contrario las moléculas se disocian. Por lo tanto, nunca ocurre en interiores estelares.
El Sol formará moléculas (que involucran a O) en las últimas etapas de su vida, primero en su atmósfera cuando se convierte en un gigante rojo (en pequeñas cantidades). El oxígeno en estas moléculas no se produjo en el Sol, ya estaba allí. Una formación de moléculas más extensa ocurre cuando asciende la Rama Gigante Asintótica, antes de perder aproximadamente la mitad de su envoltura por pulsaciones térmicas y un fuerte viento estelar. Aquí, parte del oxígeno se formó en una capa de helio dentro del Sol y se transportó a la superficie mediante mezcla convectiva.
fuente