* 星の崩壊： 大規模な星が核燃料を使い果たし、それ自体の重力の下で崩壊すると、中性子星が形成されます。 崩壊する前に、星はゆっくりと回転している可能性があります。
* 縮小半径： 崩壊中、星の半径は劇的に収縮し、数千キロメートルからわずか10〜20キロメートルまで行きます。
* 角運動量保存： 角運動量（オブジェクトの回転傾向の尺度）は、このプロセス中に保存されます。これは、星の慣性モーメントの積（オブジェクトの回転を変更するのがどれほど難しいかの尺度）とその角速度（回転する速さ）が一定のままでなければならないことを意味します。
* スピンの増加： 星の半径が縮小すると、慣性の瞬間は劇的に減少します。角運動量の保存を維持するために、星の角速度は比例して増加する必要があります。これにより、中性子スターが非常に速く回転し、多くの場合、数百または数千回の回転でスピンが速くなります。
追加因子：
* 磁場： 中性子星はまた、非常に強い磁場を持っているため、スピンにさらに影響を与える可能性があります。磁場と周囲の材料との相互作用は、星の回転を加速して遅くすることができます。
* 降着： バイナリシステムの中性子星は、多くの場合、コンパニオンスターから問題を蓄積します。この降着は、角運動量を追加し、スピン速度を増加させる可能性があります。
要約： 恒星の崩壊、角運動量の保存、および磁場と降着の影響の組み合わせは、中性子星が急速に回転するという理論的予測につながります。これは、非常に高速で実際に回転している多くの中性子星を示している観測によってサポートされています。
