¿Cómo no fue desgarrado Io por las fuerzas de las mareas durante su formación?

No, no es sólo una cuestión de migración. Es necesario tener en cuenta dos hechos.

Una es que (como muestra la experiencia) la propia gravedad de Io es suficiente para evitar que se rompa por las fuerzas de las mareas. Ha sido así a lo largo de toda su historia: Io no se podría haber formado si comenzara a agregarse hoy, pero se formó al mismo tiempo que Europa y Ganímedes: los tres crecían en paralelo.

Otro es el de las resonancias orbitales, que hace precisamente que esa órbita con relaciones de números enteros tan simples con las de Europa y Ganímedes sea estable. Io no podría haberse formado en otro lugar.

Creo que la otra respuesta es correcta sobre la migración, pero hay una falla en la forma en que se hace esta pregunta, que debe abordarse. También vale la pena observar la formación de Júpiter.

Una de las reglas de la formación de planetas es que el momento angular permanece prácticamente constante. Por supuesto, parte del momento angular se transfiere al calor, y parte se pierde por cualquier material que escape del sistema y una pequeña cantidad se pierde en el escape de la radiación térmica (ese es un factor más importante con las estrellas que con los planetas). Pero dejando de lado estas pequeñas variaciones, generalmente podemos decir que el momento angular del material contenido se conserva y no todo cae en el planeta. Algunos restos 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 de hielo, polvo y escombros más pequeños en órbita 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 arriba:

Las simulaciones sugieren que, si bien el disco tenía una masa relativamente alta en un momento dado, con el tiempo pasó a través de él una fracción sustancial (varias décimas de porcentaje) de la masa de Júpiter capturada de la nebulosa solar. Sin embargo, solo se requiere el 2% de la masa del protodisco de Júpiter para explicar los satélites existentes. 3 Por lo tanto, puede haber varias generaciones de satélites de masa galileana en la historia temprana de Júpiter. Cada generación de lunas podría haber entrado en espiral en Júpiter, debido al arrastre del disco, y luego se formaron nuevas lunas a partir de los nuevos desechos capturados de la nebulosa solar. 3 Para cuando se formó la generación actual (posiblemente la quinta), el disco se había adelgazado de modo que ya no interfería mucho con las órbitas de las lunas. 4

La rápida rotación de Júpiter y las fuerzas de marea sugerirían que sus lunas deberían alejarse de él de manera similar a como nuestra Luna se aleja de la Tierra, pero una nube de escombros en órbita tiende a ralentizar 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 sueldo. -calificación.

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 es cómo los desechos en órbita pueden superar las fuerzas de marea entre Júpiter y otras lunas más grandes como Ganímedes y Calisto.

Una nube de escombros en órbita en un disco alrededor de un planeta puede fusionarse en una luna siempre que esté fuera del límite fluido 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 fluido de Roche. No importa que la densidad del anillo en órbita 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 relativo a el planeta que orbita. La información de una luna inicialmente podría tener una densidad más baja, debido a que es menos compacta, por lo que puede tener un límite de Roche correspondiente que esté más distante del planeta, pero la variación es la raíz cúbica de la densidad, por lo que el límite de límite de Roche no sería 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 poder aferrarse a lo que se acerca mucho, y eso es producto de estar fuera del límite fluido de Roche. Con el tiempo, la Luna despeja la región en la que orbita y, como se señaló en la otra respuesta, es probable que la migración desempeñe un papel en la formación de la luna, pero la migración no es la razón por la que se forman las lunas, eso es producto de una densidad suficiente 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).