Neonbränning är en kärnreaktion som inträffar i kärnan av massiva stjärnor (8 solmassor eller mer) nära slutet av deras liv. Den omvandlar neon till syre- och magnesiumatomer och frigör ljus och värme i processen. Neonbränning är så snabb att den bara sker under loppet av några år, ett ögonblick i astrofysiken, där tidsskalor vanligtvis mäts i miljoner eller miljarder år. Neonförbränningsprocessen sker efter kolförbränning och före syreförbränning.
Under större delen av en stjärnas livslängd kommer den långsamt att bränna väte i sin kärna, smälta samman vätekärnorna till heliumkärnor, vilket sakta ökar andelen helium i kärnan. Om stjärnan är tillräckligt massiv kommer den att börja smälta helium genom trippel-alfaprocessen, lämna huvudsekvensen och bli en jättestjärna. Om stjärnan har ännu mer massa kommer den att börja smälta helium till kol, en process som bara tar cirka 1000 år.
Vad som händer sedan skiljer de riktigt massiva stjärnorna från de mindre. Om en stjärna har mindre än cirka 8 solmassor, skjuter den ut det mesta av sitt hölje genom solvinden och lämnar efter sig en syre/neon/magnesiumvit dvärg. Om den har mer, kondenserar kärnan i storlek, värms upp och börjar neonbränna. Neonbränning kräver temperaturer i intervallet 1.2×109 K och tryck runt 4×109 kg/m3. Det handlar om cirka fyra miljoner ton per kvadratmeter.
Ovanför den neonbrännande kärnan fortsätter kolförbränning, heliumförbränning och väteförbränning i skal som ligger på ett allt större avstånd från kärnan. Neonbränning förlitar sig i grunden på fotosönderfall – processen där gammastrålar av extrem energi skapas och påverkar atomkärnor så kraftigt att de slår av protoner och neutroner, eller till och med bryter kärnan på mitten. Kärnan i en döende stjärna, fotodisintegration slår ut alfapartiklar (heliumkärnor) från neonkärnor, och producerar syre och alfapartiklar som biprodukter. De energirika alfapartiklarna smälter sedan samman med neonkärnor för att skapa magnesium.
Med tiden förbrukar stjärnan sitt neon och kärnan kondenseras igen, varvid syreförbränningen börjar. Om stjärnan fortsätter att brinna tyngre och tyngre kärnor når den så småningom järn, som inte kan antändas på ett hållbart sätt, och kärnan kollapsar, följt av en supernova.