Le processus de gravure de carbone est une réaction nucléaire qui se passe dans le cœur des étoiles massives dans des conditions de température et de pression énorme. Combustion de carbone seuls les initiés à la fin de vie d'une étoile. Pour une étoile, à terme, mettre en place une pression suffisante dans son noyau pour initier la combustion du carbone, il doit contenir au moins quatre masses solaires à sa naissance. La combustion du carbone ne commence qu'après une grande partie de l'hydrogène de l'étoile et l'hélium a été brûlé.
L'élément le plus abondant dans l'univers est l'hydrogène. Ainsi, la plupart des étoiles commencent leur vie constituées principalement d'hydrogène. Comme la fusion nucléaire allume dans le cœur d'une jeune étoile, l'hydrogène commence lentement à brûler, sa noyaux atomiques fusionné en hélium à travers la chaîne pp - dans les étoiles de la masse du Soleil ou moins - ou le cycle CNO en plus d'étoiles massives . Il s'agit de la réaction nucléaire qui produit de la chaleur du soleil et de la lumière que nous voyons quand nous sortir tous les jours.
En fonction de la taille de l'étoile, il brûle son carburant nucléaire à un rythme différent. Étoiles les plus massives ont des centres plus denses et plus chaudes et brûler leur combustible plus rapidement. Certaines des plus grandes stars épuiser la plupart de leur combustible à l'hydrogène au sein de seulement quelques millions millions d'années, alors que le Soleil est prévu de continuer à fusionner l'hydrogène pendant 4,5 milliards d'années, et les plus claires étoiles vont fusionner l'hydrogène pour un trillion d'années. Comme l'hélium "cendres" s'accumule, il finit par atteindre la densité critique pour provoquer l'allumage d'hélium. Les sous-produits de la combustion sont hélium de carbone et de l'oxygène.
Que le carbone et l'oxygène s'accumule dans le noyau de l'étoile au cours de millions d'années de la combustion d'hélium, éventuellement un pourcentage important de l'hélium est épuisé, et le noyau de l'étoile se refroidit, incapable de générer plus de puissance nucléaire. Ce refroidissement provoque sur le centre de contracter, ce qui augmente la densité et de la pression. Dans les étoiles au-dessus d'environ quatre fois celle du Soleil, la température et la densité nécessaire est atteint pour la combustion du carbone. Cela réchauffe le cœur de l'étoile et il se développe pour devenir une géante rouge.
La combustion du carbone est l'une des principales raisons pour lesquelles il existe des éléments plus lourds que le carbone dans l'univers. La réaction principale se compose de plusieurs éléments. Dans un, deux fusibles noyaux de carbone pour former un atome de néon et d'un atome d'hélium. Finalement, ceux-ci se décomposent en sodium et de l'hydrogène, puis de magnésium et un neutron libre. En raison de tous les processus nucléaires en cours simultanément dans le noyau de l'étoile, de grandes quantités de néon, l'oxygène et de magnésium sont produites. Le processus de combustion du carbone tout ne prend environ 1000 ans.
Si l'étoile a entre quatre et huit masses solaires de matière, il va expulser sa couche externe comme le carbone brûle s'épuise, la création d'une nébuleuse planétaire et en laissant derrière elle un noyau naine blanche. Si elle a plus de huit masses solaires, elle finira par lancer combustion néon, la prochaine étape dans l'évolution des étoiles massives.