Creo que la otra respuesta es correcta en la migración, pero hay una falla en la forma en que se hace esta pregunta, que debe abordarse. También vale la pena ver la formación de Júpiter también.
Una de las reglas de la formación de planetas es que el momento angular permanece en gran medida constante. Por supuesto, parte del momento angular se transfiere al calor, y parte se pierde por cualquier material que escapa del sistema y se pierde una pequeña cantidad en el escape de la radiación térmica (que es un factor más importante con las estrellas que los planetas). Pero dejando de lado estas pequeñas variaciones, generalmente podemos decir que el momento angular del material contenido se conserva y no todo eso cae en el planeta. Algunos permanecen en órbita alrededor del planeta, como lunas, un anillo o una nube de polvo.
Las estrellas vacían sus regiones orbitales más cercanas con bastante rapidez. Con los planetas, eso sucede mucho más gradualmente, por lo que Júpiter probablemente retuvo una esfera nebulosa en órbita de hielo, polvo y escombros más pequeños durante algún tiempo, incluso después de que sus lunas comenzaron a formarse.
El modelo estándar para las lunas de Júpiter es que puede haber pasado por algunas generaciones de formación lunar, formándose dentro de la nube de escombros en órbita y con el tiempo, cayendo en el planeta, mientras se formaban nuevas lunas y con el tiempo, el disco en órbita y el gas se adelgazaron fuera. Basado en este modelo, se cree que Io es parte de la última generación de formación de lunas de Júpiter.
Del enlace de Wikipedia anterior:
Las simulaciones sugieren que, si bien el disco tenía una masa relativamente alta en un momento dado, con el tiempo una fracción sustancial (varias décimas de porcentaje) de la masa de Júpiter capturada de la nebulosa solar pasó a través de él. Sin embargo, solo se requiere el 2% de la masa del proto-disco de Júpiter para explicar los satélites existentes. 3 Por lo tanto, puede haber habido varias generaciones de satélites en masa galileanos en la historia temprana de Júpiter. Cada generación de lunas podría haberse convertido en espiral en Júpiter, debido al arrastre del disco, con la formación de nuevas lunas a partir de los nuevos escombros capturados de la nebulosa solar. 3 Para cuando se formó la presente (posiblemente quinta) generación, el disco se había adelgazado de manera que ya no interfería en gran medida con las órbitas de las lunas. 4 4
La rápida rotación de Júpiter y las fuerzas de marea sugerirían que sus lunas deberían alejarse de ella de manera similar a como nuestra Luna se aleja de la Tierra, pero una nube de escombros en órbita tiende a desacelerar las órbitas de la luna y hacer que caigan en el planeta. El poderoso campo magnético de Júpiter y las partículas cargadas que se mueven rápidamente también pueden tener un efecto, la combinación es demasiado difícil para mí para decir si Io se está moviendo hacia adentro o hacia afuera, hay demasiadas partes móviles e incluso una estimación de cómo se combinan esas fuerzas está por encima de mi salario -grado.
Pero estoy divagando, aunque quería señalar que no se cree que Io se haya formado con Júpiter, sino que se formó más tarde. La pregunta se pregunta cómo los escombros en órbita pueden superar las fuerzas de marea entre Júpiter y otras lunas más grandes como Ganímedes y Calisto.
Una nube de desechos en órbita en un disco alrededor de un planeta puede unirse en una luna proporcionado está fuera del fluido límite de Roche . Una luna sólida comienza a romperse generalmente más cerca del límite rígido de Roche , más cerca del planeta, debido a cierta integridad estructural.
Para la formación de la luna, todo lo que se requiere es que haya suficiente densidad de escombros y que los escombros estén fuera del límite de fluido de Roche. No importa que la densidad del anillo orbital sea baja, lo que importa es que una vez que comience la fusión, que la proto-luna esté fuera del límite de Roche, es la densidad de la Luna, no su tamaño lo que determina ese límite de Roche en relación con el planeta orbita La información de una luna podría tener inicialmente una densidad más baja, debido a que es menos compacta, por lo que puede tener un límite Roche correspondiente que esté más distante del planeta, pero la variación es la raíz cúbica de la densidad, por lo que el límite del límite roche no estar mucho más lejos al comienzo de la formación.
La proto-luna no necesita agregar los restos del anillo de una sola vez, solo necesita ser capaz de retener lo que se acerca, y eso es un producto de estar fuera del límite de fluidos de Roche. Con el tiempo, la Luna despeja la región donde orbita, y como se señaló en la otra respuesta, la migración probablemente juega un papel en la formación de la luna, pero la migración no es la razón por la que se forman las lunas, es un producto de suficiente densidad de la órbita disco y gravedad.
(espero que tenga sentido, no estoy seguro de haber explicado la última parte tan bien como podría haberlo hecho).