Das Brennen von Neon ist eine Kernreaktion, die im Kern massereicher Sterne (8 Sonnenmassen oder mehr) gegen Ende ihrer Lebensdauer auftritt. Es wandelt Neon in Sauerstoff- und Magnesiumatome um und setzt dabei Licht und Wärme frei. Das Brennen von Neon ist so schnell, dass es nur im Laufe weniger Jahre stattfindet, ein Wimpernschlag in der Astrophysik, wo Zeitskalen normalerweise in Millionen oder Milliarden von Jahren gemessen werden. Der Neonverbrennungsprozess findet nach der Kohlenstoffverbrennung und vor der Sauerstoffverbrennung statt.
Für den größten Teil der Lebensdauer eines Sterns wird er langsam Wasserstoff in seinem Kern verbrennen, die Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmelzen und den Heliumanteil in seinem Kern langsam erhöhen. Wenn der Stern massiv genug ist, beginnt er, Helium durch den Triple-Alpha-Prozess zu fusionieren, verlässt die Hauptreihe und wird zu einem Riesenstern. Wenn der Stern noch mehr Masse hat, beginnt er, Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen, ein Prozess, der nur etwa 1000 Jahre dauert.
Was als nächstes passiert, trennt die wirklich massereichen Sterne von den kleineren. Wenn ein Stern weniger als etwa 8 Sonnenmassen hat, stößt er den größten Teil seiner Hülle durch den Sonnenwind aus und hinterlässt einen weißen Zwerg aus Sauerstoff/Neon/Magnesium. Wenn es mehr hat, kondensiert der Kern, erwärmt sich und beginnt mit dem Neonbrennen. Die Neonverbrennung erfordert Temperaturen im Bereich von 1.2 × 109 K und Drücke um 4 × 109 kg/m3. Das sind etwa vier Millionen Tonnen pro Quadratmeter.
Oberhalb des neonbrennenden Kerns werden Kohlenstoffverbrennung, Heliumverbrennung und Wasserstoffverbrennung in Schalen fortgesetzt, die sich in zunehmend größerem Abstand vom Kern befinden. Das Brennen von Neon beruht im Wesentlichen auf der Photodesintegration – dem Prozess, bei dem Gammastrahlen mit extremer Energie erzeugt werden und Atomkerne so stark treffen, dass sie Protonen und Neutronen abschlagen oder sogar den Kern in zwei Hälften brechen. Der Kern eines sterbenden Sterns, Photodisintegration schlägt Alphateilchen (Heliumkerne) von Neonkernen ab und produziert Sauerstoff und Alphateilchen als Nebenprodukte. Die energiereichen Alphateilchen verschmelzen dann mit Neonkernen zu Magnesium.
Mit der Zeit verbraucht der Stern sein Neon und der Kern kondensiert wieder, woraufhin die Sauerstoffverbrennung beginnt. Wenn der Stern immer schwerere Kerne brennt, erreicht er schließlich Eisen, das nicht nachhaltig gezündet werden kann, und es kommt zu einem Kernkollaps, gefolgt von einer Supernova.