Der Kohlenstoffverbrennungsprozess ist eine Kernreaktion, die im Kern massereicher Sterne unter enormen Temperatur- und Druckbedingungen stattfindet. Die Kohlenstoffverbrennung beginnt erst gegen Ende des Lebens eines Sterns. Damit ein Stern schließlich genug Druck in seinem Kern aufbauen kann, um die Kohlenstoffverbrennung einzuleiten, muss er bei seiner Geburt mindestens vier Sonnenmassen enthalten. Die Kohlenstoffverbrennung beginnt erst, nachdem große Teile des Wasserstoffs und des Heliums des Sterns verbrannt wurden.
Das am häufigsten vorkommende Element im Universum ist Wasserstoff. Daher beginnen die meisten Sterne ihr Leben hauptsächlich aus Wasserstoff. Wenn sich die Kernfusion im Kern eines jungen Sterns entzündet, beginnt der Wasserstoff langsam zu verbrennen, seine Atomkerne verschmolzen zu Helium durch die pp-Kette – bei Sternen die Masse der Sonne oder weniger – oder den CNO-Zyklus – bei massereicheren Sternen . Dies ist die Kernreaktion, die die Wärme und das Licht der Sonne erzeugt, die wir jeden Tag sehen, wenn wir nach draußen gehen.
Je nach Größe des Sterns verbrennt er seinen Kernbrennstoff unterschiedlich schnell. Massivere Sterne haben dichtere und heißere Zentren und verbrennen ihren Brennstoff schneller. Einige der größten Sterne verbrauchen den größten Teil ihres Wasserstoff-Brennstoffs innerhalb von nur wenigen Millionen Jahren, während die Sonne voraussichtlich 4.5 Milliarden Jahre lang Wasserstoff fusionieren wird und die leichtesten Sterne eine Billion Jahre lang Wasserstoff fusionieren werden. Wenn sich die Helium-„Asche“ aufbaut, erreicht sie schließlich die kritische Dichte, um eine Heliumzündung zu verursachen. Die Nebenprodukte der Heliumverbrennung sind Kohlenstoff und Sauerstoff.
Da sich im Kern des Sterns über Millionen von Jahren der Heliumverbrennung Kohlenstoff und Sauerstoff ansammeln, ist schließlich ein großer Prozentsatz des Heliums erschöpft, und der Kern des Sterns kühlt ab und kann keine weitere Kernenergie erzeugen. Diese Abkühlung führt dazu, dass sich der Kern zusammenzieht, wodurch die Dichte und der Druck weiter erhöht werden. In Sternen über etwa vier Sonnenmassen wird die notwendige Temperatur und Dichte für die Kohlenstoffverbrennung erreicht. Dadurch wird der Kern des Sterns erhitzt und er dehnt sich zu einem roten Überriesen aus.
Die Kohlenstoffverbrennung ist einer der Hauptgründe, warum es im Universum Elemente gibt, die schwerer als Kohlenstoff sind. Die Hauptreaktion besteht aus mehreren Komponenten. In einem verschmelzen zwei Kohlenstoffkerne zu einem Neonatom und einem Heliumatom. Diese zerfallen schließlich in Natrium und Wasserstoff, dann in Magnesium und ein freies Neutron. Durch alle nuklearen Prozesse, die gleichzeitig im Kern des Sterns ablaufen, werden große Mengen an Neon, Sauerstoff und Magnesium produziert. Der gesamte Kohlenstoffverbrennungsprozess dauert nur etwa 1000 Jahre.
Wenn der Stern zwischen vier und acht Sonnenmassen Material hat, wird er seine äußere Schicht ausstoßen, wenn die Kohlenstoffverbrennung nachlässt, einen planetarischen Nebel erzeugt und einen Weißen Zwergkern zurücklässt. Wenn es mehr als acht Sonnenmassen hat, wird es schließlich das Neonbrennen auslösen, die nächste Stufe in der Entwicklung massereicher Sterne.