炭素燃焼過程、炭素融合は、炭素同士が融合する核融合反応。融合が始まるためには非常な高温(6×108 K か 50 KeV) 、高密度(おおよそ2×108 kg/m3)が必要となり、重さが誕生時に少なくとも太陽質量の5倍以上の恒星の場合[1]、反応を起こすための条件を整えることができる。恒星は炭素燃焼が始まるまでに水素やヘリウムなどのより軽い元素を使い果たしている。

これらの温度と密度の数字は目安に過ぎない。より大きく、重い恒星は強い重力を相殺して静水圧平衡で止めるために核融合の燃料となる軽い元素をより早く使いきる。つまり、低質量の星に比べ、密度はより低いものの高い温度であることを意味している。[2]。

個々の質量と個々の恒星の発展段階の正しい数値を得るには、コンピューターで算出された恒星モデルの数値を使うことが不可欠である[3]。このようなモデルは天体観測と素粒子物理学の実験に基づいて絶えず洗練されている。素粒子物理学実験では核反応速度の測定が、天体観測では質量減少の直接観察、汲み上げと言われる恒星表面の対流圏が深くなって表面まで核生成物が出て来た時のスペクトル測定による検知、およびその他の関連する観測がこれらのモデルの作成に役立っている[4]。
核融合反応

主な反応は以下の通り

6 12 C + 6 12 C → 10 20 N e + 2 4 H e + 4.617   M e V {\displaystyle {}_{6}^{12}\mathrm {C} +{}_{6}^{12}\mathrm {C} \rightarrow {}_{10}^{20}\mathrm {Ne} +{}_{2}^{4}\mathrm {He} +4.617~{\rm {MeV}}}

6 12 C + 6 12 C → 11 23 N a + 1 1 H + 2.241   M e V {\displaystyle {}_{6}^{12}\mathrm {C} +{}_{6}^{12}\mathrm {C} \rightarrow {}_{11}^{23}\mathrm {Na} +{}_{1}^{1}\mathrm {H} +2.241~{\rm {MeV}}}

6 12 C + 6 12 C → 12 23 M g + n − 2.599   M e V {\displaystyle {}_{6}^{12}\mathrm {C} +{}_{6}^{12}\mathrm {C} \rightarrow {}_{12}^{23}\mathrm {Mg} +{\mathit {n}}-2.599~{\rm {MeV}}}

あるいは

6 12 C + 6 12 C → 12 24 M g + γ + 13.933   M e V {\displaystyle {}_{6}^{12}\mathrm {C} +{}_{6}^{12}\mathrm {C} \rightarrow {}_{12}^{24}\mathrm {Mg} +\gamma +13.933~{\rm {MeV}}}

6 12 C + 6 12 C → 8 16 O + 2 2 4 H e − 0.113   M e V {\displaystyle {}_{6}^{12}\mathrm {C} +{}_{6}^{12}\mathrm {C} \rightarrow {}_{8}^{16}\mathrm {O} +{2}_{2}^{4}\mathrm {He} -0.113~{\rm {MeV}}}
反応生成物

この系列の反応は二つの相互作用する炭素核が一体化し、励起状態のマグネシウム24を構成し、その後上の5通りのうち一つの方法で崩壊すると考えることが出来る。[5] 。

最初の二つの反応は、反応式の大きな正のエネルギーの項が指し示すように、強い発熱反応でありこれらの反応のうち最も頻繁に起こる。三番目の反応は熱を放出せず吸収することを示す負のエネルギーの項で指し示されているように強い吸熱反応である。このため、この反応は、炭素燃焼の高エネルギー環境下で起き得るが、非常に起きにくい。しかしこの反応による少量の中性子の生産は多くの星で少量存在している重い核と結合して（s過程）さらに重い同位元素を形成することができるため重要である。

4番目の反応は大きいエネルギーの放出から最も起きやすいと予想されるかもしれないが、極度に期待値は少ない。なぜなら、この反応がガンマ線の光子を生成するため、この起因となるのは電磁力であり、最初の二つの反応に使われるような核の間で使われる強い力ではない。