В численных расчетах ([14] и ссылки там)
показано, что молодая горячая нейтронная звезда проходит стадию
конвективной неустойчивости. При этом внутри звезды возникают
неоднородные движения вещества с характерными угловыми масштабами
конвективных ячеек порядка 
- 
, которые
движутся со скоростями порядка 
см/с. При масштабах конвективной зоны порядка 
см (радиус горячей нейтронной звезды может достигать 200 км)
характерное время будет равно 
с.
В данной модели приобретение кика связано с флуктуациями выноса
нейтрино в ходе аккреции более холодного вещества из области вблизи
остановившейся ударной волны (на расстояниях порядка 1400 км от центра) на
горячую прото-нейтронную звезд. Коэффициент анизотропии 
обратно пропорционален квадратному корню из числа всплывших
конвективных ячеек
и составляет примерно
При этом нейтронная звезда может приобрести пространственную скорость
порядка 100 км/с.
Для того, чтобы одновременно с импульсом P нейтрино, уходящие из
всплывших конвективных ячеек, уносили и угловой момент J, всплытие и
высвечивание должны быть нерадиальными. Величины P и J связаны
через прицельный параметр b (который не может превышать радиуса
нейтронной звезды 
):
Однако в существующих численных расчетах коллапса
заметных отклонений от радиальности не наблюдается
(см. рис.1 из [14]).
Мы бы оценили стохастические отклонения от радиуса в 
- 
. В
таком случае линейная скорость вращения нейтронной звезды на экваторе
(после охлаждения, когда ее радиус станет равным 
10-20 км)
будет равна нескольким километрам в секунду, а ее период вращения --
нескольким десяткам секунд, то есть такая нейтронная звезда не сможет
проявлять себя как радиопульсар при стандартном ( 
Гс)
или более слабом магнитном поле.
Приведенная выше оценка сделана для невращающейся нейтронной звезды без наличия магнитного поля. Учет этих факторов может, в принципе, изменить данную картину. Во вращающейся звезде конвекция будет идти преимущественно в экваториальной плоскости [15]. При этом из-за кориолисовой силы конвективные ячейки будут отклоняться от вертикали на угол порядка
здесь 
-- начальный период осевого вращения нейтронной звезды.
Если высвечивание нейтрино также будет асимметричным и (это
важно) приводящим к ускорению вращения нейтронной звезды, то
она сможет достичь периода вращения
где 
-- радиус горячей нейтронной звезды ( 100 км), а
-- момент инерции холодной
нейтронной звезды, 
- особождаемая при коллапсе
энергия. Однако численные расчеты с вращением [15]
не показывают заметного присутствия подобных эффектов.