El proceso de quema de carbono es una reacción nuclear que ocurre en el núcleo de estrellas masivas bajo condiciones de tremenda temperatura y presión. La quema de carbono solo se inicia cerca del final de la vida de una estrella. Para que una estrella eventualmente acumule suficiente presión en su núcleo para iniciar la quema de carbono, debe contener al menos cuatro masas solares en su nacimiento. La quema de carbono solo comienza después de que se hayan quemado grandes porciones del hidrógeno y el helio de la estrella.
El elemento más abundante del universo es el hidrógeno. Entonces, la mayoría de las estrellas comienzan su vida compuestas principalmente de hidrógeno. A medida que la fusión nuclear se enciende en el núcleo de una estrella joven, el hidrógeno comienza a quemarse lentamente, sus núcleos atómicos se fusionan en helio a través de la cadena pp (en estrellas de la masa del Sol o menos) o el ciclo CNO (en estrellas más masivas . Esta es la reacción nuclear que genera el calor y la luz del Sol que vemos cuando salimos todos los días.
Dependiendo del tamaño de la estrella, quema su combustible nuclear a un ritmo diferente. Las estrellas más masivas tienen centros más densos y calientes y queman su combustible más rápido. Algunas de las estrellas más grandes agotan la mayor parte de su combustible de hidrógeno en solo unos pocos millones de millones de años, mientras que el Sol está programado para continuar fusionando hidrógeno durante 4.5 millones de años, y las estrellas más ligeras fusionarán hidrógeno durante un billón de años. A medida que se acumula la «ceniza» de helio, eventualmente alcanza la densidad crítica para provocar la ignición del helio. Los subproductos de la combustión del helio son carbono y oxígeno.
A medida que el carbono y el oxígeno se acumulan en el núcleo de la estrella durante millones de años de combustión de helio, finalmente un gran porcentaje del helio se agota y el núcleo de la estrella se enfría, incapaz de generar más energía nuclear. Este enfriamiento hace que el núcleo se contraiga, aumentando aún más la densidad y la presión. En las estrellas por encima de unas cuatro masas solares, se alcanza la temperatura y densidad necesarias para la quema de carbono. Esto calienta el núcleo de la estrella y se expande para convertirse en una supergigante roja.
La quema de carbono es una de las principales razones por las que existen elementos más pesados que el carbono en el universo. La reacción principal consta de varios componentes. En uno, dos núcleos de carbono se fusionan para formar un átomo de neón y un átomo de helio. Eventualmente, estos se descomponen en sodio e hidrógeno, luego magnesio y un neutrón libre. Debido a todos los procesos nucleares que ocurren simultáneamente en el núcleo de la estrella, se producen grandes cantidades de neón, oxígeno y magnesio. Todo el proceso de quema de carbono solo lleva unos 1000 años.
Si la estrella tiene entre cuatro y ocho masas solares de material, expulsará su capa exterior a medida que el carbono se agote, creando una nebulosa planetaria y dejando un núcleo enano blanco. Si tiene más de ocho masas solares, eventualmente iniciará la quema de neón, la siguiente etapa en la evolución de las estrellas masivas.