O processo de combustão do carbono é uma reacção nuclear de fusão que se dá em estrelas másivas (com um mínimo de 4 MSol desde seu nascimento) que já têm usado todos os elementos químicos mais ligeiros em processos de fusão nuclear em seu núcleo. Para isso se requer temperaturas de 6×108 K e densidades de 2×108 kg/m3
| 12C + 12C | → | 24Mg + γ | |
| → | 23Mg + n | ||
| → | 23Na + 1H | ||
| → | 20Ne + 4Tenho | ||
| → | 16Ou + 2 4Tenho |
Ao estar em fusão o helio, a estrela cria um núcleo inerte de carbono e oxigénio. Uma vez esgotado o helio no núcleo ao ser transmutado em carbono, este se colapsa devido ao detenimiento das fusões do helio, que existiam em equilíbrio com a gravidade, enquanto as capas superiores se expandem. O volume no núcleo diminui, como consequência aumenta a densidade e temperatura do núcleo aos níveis necessários para que o carbono possa entrar em fusão. Uma vez começada a combustão do carbono a temperatura no núcleo da estrela eleva-se mais ainda, permitindo que o hidrógeno e o helio alojados nas capas superiores se combustione de novo. Em consequência destes processos, aumenta o tamanho da estrela.
Ao fundir-se o carbono, os produtos da reacção (Ou, Mg, Ne) acumulam-se em um novo núcleo inerte. Após uns quantos milhares de anos, o núcleo transmutado se enfría e contrai de novo. Esta contracção eleva de novo a temperatura e a densidade permitindo que o neón possa fundir (ver Processo de combustão do neón). Estas novas temperaturas permitem ademais que tenha capas de carbono, helio e hidrógeno, externas ao núcleo, que entrem em fusão.
Neste ponto, estrelas com massas entre 4 e 8 vezes a massa do sol se desestabilizan e expulsam as capas exteriores, ficando uma anã branca com núcleo de Ou - Ne - Mg.
Estrelas ainda mais em massa podem continuar com o Processo de combustão do oxigénio e subsecuentemente com o Processo de combustão do silício, mas a evolução das capas exteriores desde esse momento em adiante é tão rápida que normalmente não permite que continue.