Familia colisional de Haumea

[dereita|miniatura|300px|A familia colisional de Haumea (en verde), outros [cubewano|KBOs clásicos (en azul), Plutinos e outros obxectos resonantes (en vermello) e obxectos do SDO (en gris). O radio é o eixo semi-maior e en angulo é expresada a inclinación orbital.]]
A **familia de Haumea** é a única familia de colisión identificada de obxectos trans-neptunianos; son pois o único grupo de (TNOs) con semellantes parámetros orbitais e espectrais (moi preto do xeo de auga puro) que suxire que foi orixinado por un impacto que recibiu o corpo proxenitor da familia de Haumea. Os cálculos realizados indicarían que posiblemente sexa a única familia de colisión trans-neptuniana que exista.

## Formación e evolución 
A formación a partir dunha colisión precisa dun corpo proxenitor do redor de 1660 km de diámetro, cunha densidade de ~2.0 g/cm³, semellante a de Plutón e Eris. Tralo impacto da colisión, a "Haumea primixenia" perdeu preto do 20% da súa masa, principalmente xeo e volveuse máis densa.

Haumea posiblemente non é o único obxecto de gran tamaño de forma elíptica, e de rápida rotación no cinto de Kuiper. No 2002, Jewitt e Sheppard suxeriron que Varuna podería ser elíptico baseándose na súa rápida rotación. Nos primeiros tempos da historia do Sistema Solar, a rexión trans-neptuniana contiña moitos máis obxectos que hoxe en día, incrementando as posibilidades de colisión entre obxectos. As interaccións gravitacionais de Neptuno teñen enviado a moitos obxectos dende o cinto de Kuiper ó distante disco disperso.

A presenza da familia de colisión podería implicar que Haumea e a súa prole foron orixinados do disco disperso. Hoxe en día o cinto de Kuiper está escasamente poboado, a posibilidade dunha colisión acontecida coma a que deu nacemento á familia de Haumea é de menos do 0,1 por cento ó longo de todo o tempo de existencia do noso Sistema Solar. A familia non se podería terse formado nese moito máis denso cinto primordial de Kuiper, por que a formación dun grupo tan compacto sería interrompida pola migración de Neptuno cara ás proximidades do cinto -pénsase precisamente que esta é a causa pola que o cinto de Kuiper está hoxe en día escasamente poboado. Por conseguinte toma forza a opción da súa orixe no disco disperso, onde a súa maior densidade de obxectos propiciaría máis posibilidades para unha colisión, a cal formaría a Haumea e a súa prole.

As simulacións suxiren que a probabilidade de que exista outra familia semellante a de Haumea son dun 50%, dentro evidentemente do Sistema Solar, polo tanto é moi posible que Haumea sexa un tipo de familia de colisión único no Sistema Solar.
Debido a que se estima coma mínimo en 1.000 millóns de anos o tempo necesario para que o grupo colisional se dispersase a coma está na actualidade, indicaría que o acontecemento da colisión tivo lugar nas primeiras etapas de vida do Sistema Solar; estes indicios están en claro "conflito" cos indicios atopados por Rabinowitz e o seu equipo que se atoparon coas superficies relativamente novas da familia de Haumea (posiblemente as superficies terían menos de 100 millóns de anos), que amosarían unha colisión moito máis recente ou unha reestruturación da súas superficies "moi recente", estes indicios contraditorios confirman que aínda hai moito que afondar no coñecemento das partes máis externas e dos obxectos máis afastados do Sistema Solar. Unha posible explicación para está controversia é que a radiación solar ó longo dun prazo de billóns de anos, puidera ter escurecido as superficies da familia de Haumea, aínda non foi atopada ninguha outra explicación plausible para explica-la xuventude das superficies da familia.

Porén, estudos posteriores do espectro visible e infravermello suxiren que a superficie de Haumea está cuberta a partes iguais de xeo amorfo e xeo cristalino, xunto cun máximo do 8% de materiais orgánicos.Esta gran cantidade de xeo amorfo confirma que o evento colisional tivo que suceder hai máis de 100 millóns de anos. Isto concorda cos estudos dinámicos e eventualmente descartan a xuventude das superficies dos membros da familia de Haumea. A ausencia de compostos baseados no amoníaco exclúen o criovulcanismo e a ausencia de trazas de metano no espectro tamén indican que o evento colisional eliminaría os compostos volátiles,
en contraste con Makemake.

## Notas 
## Véxase tamén 
### Outros artigos 
* Lúas de Haumea
* Haumea
* Familia de asteroides