As mentioned in Rory's comment, an object in space must at some point in time acquire spin. Any object has gravity, and with a rotational rate of zero it would have no spin, as soon as it contacts another object spin is imparted on it.
Si bien es cierto, pero poco probable, que pueda ser golpeado por otro objeto que canceló exactamente su giro, es solo cuestión de tiempo antes de que aparezca otro objeto, por lo tanto, es mucho más probable que los objetos en el espacio giren.
Vea, por ejemplo, el video de colaboración SXS : " Inspiral y fusión del agujero negro binario GW151226 ":

El momento angular es el equivalente rotacional del momento lineal y una cantidad conservada : el momento angular total de un sistema cerrado permanece constante. Cuanto mayor es la densidad, más rápido es el giro del objeto, para conservar su momento angular.
Para cualquiera que busque información adicional, incluiré estas referencias:
" Inferir los giros de los agujeros negros y explorar los flujos de acreción / eyección en AGN con la Unidad de campo integral de rayos X Athena " (6 de junio de 2019), por Didier Barret (IRAP) y Massimo Cappi (INAF-OEA):
" Contexto . Núcleos galácticos activos (AGN) visualizar los espectros de rayos X complejo que presentan una variedad de características de emisión y absorción, que son comúnmente interpretado como una combinación de i) un componente de reflexión relativísticamente untado, como resultado de la irradiación de un disco de acreción por una fuente compacta de rayos X duros, ii) uno o varios componentes de absorción cálidos / ionizados producidos por salidas impulsadas por AGN que cruzan nuestra línea de visión, y iii) un componente de reflexión no relativista producido por material más distante. apropiado por lo tanto se puede utilizar para limitar el giro negro agujero, la geometría y las características del flujo de acreción, así como de los flujos de salida y alrededores del agujero negro.
Objetivos. Investigamos cómo se puede utilizar un espectrómetro de rayos X de alta resolución y alto rendimiento, como la Unidad de campo integral de rayos X Athena (X-IFU) para este objetivo, utilizando el modelo de reflexión de última generación relxill en una configuración geométrica posterior a la lámpara .
Métodos . Simulamos una muestra representativa de los espectros de AGN, incluidas todas las complejidades del modelo necesarias, así como un rango de parámetros del modelo que van desde valores estándar hasta valores más extremos, y consideramos flujos de rayos X que son representativos de las poblaciones conocidas de AGN y Quasars (QSO). También presentamos un método para estimar los errores sistemáticos relacionados con las incertidumbres en la calibración de la X-IFU.
Resultados. En un entorno conservador, en el que el componente de reflexión se calcula de forma coherente mediante el modelo relxill a partir de la geometría preestablecida y sin abundancia de hierro, los errores medios en el giro y la altura de la fuente de irradiación son <0.05 y ∼ 0.2 Rsol(en unidades de radio gravitacional). Del mismo modo, los parámetros del absorbedor (densidad de la columna, parámetro de ionización, factor de cobertura y velocidad) se miden con una precisión típicamente menor que ± 5% sobre su rango permitido de variaciones. Extendiendo las simulaciones para incluir salidas de flujo ultrarrápidas desplazadas hacia el azul, mostramos que X-IFU podría medir su velocidad con errores estadísticos <1%, incluso para objetos con desplazamiento al rojo alto (p. Ej. En desplazamientos al rojo ∼ 2.5).
Conclusiones. Las simulaciones presentadas aquí demuestran el potencial de X-IFU para comprender cómo se alimentan los agujeros negros y cómo dan forma a sus galaxias anfitrionas. La precisión para recuperar los parámetros del modelo físico codificados en su emisión de rayos X se alcanza gracias a la capacidad única de X-IFU para separar y restringir, estrecho y amplio, los componentes de emisión y absorción ".
" Observando Black Holes Spin " (27 de marzo de 2019), por Christopher S. Reynolds:
"... los agujeros negros son los objetos más simples de la naturaleza, definidos únicamente por su carga eléctrica (que se neutraliza a cero en entornos astrofísicos realistas), masa y momento angular.
...
En esta revisión, examinaré el estado actual y la promesa futura de las mediciones de espín del agujero negro. Durante gran parte de los últimos 20 años, las medidas cuantitativas de espín han sido el dominio de la astronomía de rayos X, y estas técnicas continúan siendo refinadas a medida que mejora la calidad de los datos. Con el reciente advenimiento de la astronomía de ondas gravitacionales, ahora tenemos una ventana completamente nueva y complementaria sobre los agujeros negros giratorios. Además, nos encontramos en el umbral de otro gran avance, la imagen directa de la sombra del horizonte de eventos por la interferometría de línea de base muy larga de banda mm global, también conocido como el Telescopio de horizonte de eventos (EHT). Estamos realmente entrando en una basura dorada para el estudio de la física del agujero negro y el giro del agujero negro.
...
While the original Penrose process may be hard to realise in nature, Roger Blandford and Roman Znajek showed that magnetic fields can similarly extract rotational energy from the ergosphere. Magnetic spin-extraction is the.leading theoretical model for the driving of relativistic jets from black hole systems.
To be more quantitative, we consider a black hole with mass M and angular momentum J. We can define the unitless “spin parameter” by a=cJ/GM2 where c is the speed of light and G is Newton’s
constant of Gravitation. The Kerr solution tells us that the structure of the spacetime around a spinning black hole depends only on M and a. As well as greatly simplifying any GR treatments of
black hole astrophysics, this provides a route to observational explorations of gravity theories beyond GR — once the mass and spin of an astrophysical black hole has been measured, we can in principle
search for deviations of the inferred gravitational field (including any gravitational radiation) from the predictions of GR.
If one were to spin a planet or a star too quickly, it would fly apart as the centrifugal forces overwhelm the gravity that binds the object together. There is an equivalent situation for a black
hole. The Kerr solution shows that, if |a|>1, ya no hay un horizonte de eventos. GR entonces predeciría una singularidad desnuda del espacio-tiempo, un resultado que es aborrecible a la ley física y la noción de previsibilidad y, por lo tanto, prohibido por la Hipótesis de la Censura Cósmica. Por supuesto, es de gran interés para los físicos comprobar si la naturaleza respeta este límite de Kerr ".
Página 3:

Figura 1: Ubicación de algunas órbitas especiales en el plano ecuatorial de un agujero negro de Kerr en función del parámetro de giro. Shown here is the innermost stable circular orbit (red line), photon circular orbit (blue line), static limit (dashed white line), and event horizon (bounding the grey shade). Positive/negative spin parameter corresponds to spin that is prograde/retrograde, respectively, relative to the orbiting matter (or photons). The vertical dashed red line separates the prograde and retrograde cases. Circular orbits are stable outside of the innermost stable orbit but become unstable inside of this radius (region denoted by light red shading). Circular orbits do not exist interior to the photon circular orbit (region denoted by solid red shading). For concreteness, a 10 solar mass black hole is assumed. Radii for other masses can be obtained using linear proportionality.