La combustion du néon est une réaction nucléaire qui se produit dans le cœur des étoiles massives (8 masses solaires ou plus) vers la fin de leur vie. Il convertit le néon en atomes d’oxygène et de magnésium, libérant ainsi de la lumière et de la chaleur. La combustion du néon est si rapide qu’elle n’a lieu qu’en quelques années, un clin d’œil en astrophysique, où les échelles de temps se mesurent généralement en millions ou en milliards d’années. Le processus de combustion au néon se produit après la combustion du carbone et avant la combustion de l’oxygène.
Pendant la majeure partie de la durée de vie d’une étoile, elle brûlera lentement de l’hydrogène dans son noyau, fusionnant les noyaux d’hydrogène en noyaux d’hélium, augmentant lentement le pourcentage d’hélium dans son noyau. Si l’étoile est suffisamment massive, elle commencera à fusionner l’hélium par le processus triple-alpha, laissant la séquence principale et devenant une étoile géante. Si l’étoile a encore plus de masse, elle commencera à fusionner l’hélium en carbone, un processus qui ne prend que 1000 ans environ.
Ce qui se passe ensuite sépare les étoiles vraiment massives des plus petites. Si une étoile a moins d’environ 8 masses solaires, elle éjecte la majeure partie de son enveloppe par le vent solaire et laisse derrière elle une naine blanche oxygène/néon/magnésium. S’il en a plus, le noyau se condense en taille, se réchauffe et commence la combustion du néon. La combustion au néon nécessite des températures de l’ordre de 1.2 × 109 K et des pressions d’environ 4 × 109 kg/m3. Cela représente environ quatre millions de tonnes métriques par mètre carré.
Au-dessus du noyau brûlant au néon, la combustion du carbone, la combustion de l’hélium et la combustion de l’hydrogène se poursuivent dans des coquilles situées à une distance de plus en plus grande du noyau. La combustion au néon repose fondamentalement sur la photodésintégration – le processus par lequel des rayons gamma d’énergie extrême sont créés et impactent les noyaux atomiques avec une telle force qu’ils font tomber les protons et les neutrons, voire cassent le noyau en deux. Au cœur d’une étoile mourante, la photodésintégration fait tomber les particules alpha (noyaux d’hélium) des noyaux de néon, produisant de l’oxygène et des particules alpha comme sous-produits. Les particules alpha énergétiques fusionnent ensuite avec des noyaux de néon pour créer du magnésium.
Au fil du temps, l’étoile utilise son néon et le noyau se condense à nouveau, moment auquel la combustion de l’oxygène commence. Si l’étoile continue de brûler des noyaux de plus en plus lourds, elle finit par atteindre le fer, qui ne peut pas être allumé de manière durable, et l’effondrement du noyau se produit, suivi d’une supernova.