重力崩壊の瞬間、中心の青色の原始中性子星の周りの空洞部分に超高温の原子核流体が生まれる。この数値シミュレーションから、重力崩壊後の1秒もたたないうちに超高温原子核流体が不安定となり、乱流状態になることがわかる。色はエントロピーを示し、高温部は赤い部分、相対的に温度の低い領域は緑色で示されている。中央の青い球体は原始中性子星に対応する。

この計算の外の境界は衝撃波面を示す。衝撃波は重力崩壊で形成された原始中性子星に降り積もる原子核流体の反作用で発生し、外向きに伝播する。図は衝撃波が半径150kmのところまで伝播したときを示している。

流体力学的不安定やニュートリノ加熱、その他の物理機構で衝撃波は更にエネルギーを増やし、数時間後には星の表面に到達する。その際、星の表面が衝撃波で加熱され、超新星として輝き始める。