Wird der Asteroid 2015 YA im Oktober 2018 mit der Venus kollidieren?

Die JPL Small Body Database hat die Antwort auf die spezifische Frage in ihrer Close Approach Table (nur einige Spalten werden hier beibehalten):

Datum/Uhrzeit (TDB) Zeitunsicherheit (days_HH:MM) Körper Nenndistanz (au) Mindestdistanz (au) Maximaldistanz (au)

19.10.2018 15:01 03:08 Venus 0,083402183093844 0,0807857117393986 0,0861169334256464

0,083 AE sind ungefähr 12,4 Millionen Kilometer oder ungefähr 2.000 Venusradien. Mit anderen Worten, nicht in der Nähe.

Längerfristig machen die Vorbeiflüge von 2015 YA an Venus, Mars und Erde seine Umlaufbahn langfristig interessant. Es gab mehrere Studien, von denen die zugänglichsten C de la Fuente Marcos und R de la Fuente Marcos zu sein scheinen: „ A trio of horsehoes: past, present and future dynamical evolution of Earth co-orbital asteroids 2015 XX169, 2015 YA and 2015 YQ1 “ (2016):

Seine Orbitalelemente zeigen, dass seine Bahn exzentrischer (e = 0,27914) und weniger geneigt (i = 1◦,6) ist als die von 2015 XX169 . Dies eröffnet die Möglichkeit näherer Begegnungen mit der Erde – ihre MOID mit unserem Planeten hat einen Wert von 0,0036 AE – und sogar relativ enge Annäherungen an Venus (am Perihel) und Mars (am Aphel). In diesem dynamischen Kontext muss 2015 YA weniger stabil sein als 2015 XX169. Es ist jedoch ein Mitglied der NHATS-Liste, der NASA-Liste lebensfähiger NEAs für eine tatsächliche menschliche Erkundungsmission.

Dieser Asteroid ist derzeit ein Mitglied der dynamischen Aten-Klasse, aber vor seiner jüngsten Begegnung mit der Erde am 15. Dezember 2015 war er ein Apollo. Es wird für die nächsten 142 Jahre als Aten bleiben und dann in die dynamische Apollo-Klasse zurückkehren. Seine kurzfristige dynamische Entwicklung ist in Abb. 4 (nominale Umlaufbahn) dargestellt. Es ist erst vor kurzem in der koorbitalen Zone der Erde angekommen und wird es vielleicht in ein paar hundert Jahren verlassen. Seine orbitale Entwicklung ist weitaus chaotischer als die von 2015 XX169. Wie im vorherigen Fall folgt das Objekt einer asymmetrischen Hufeisenbahn in Bezug auf die Erde, wobei der Wert der relativen mittleren Länge um 180◦ liegt, aber 0◦ einschließt (siehe Abb. 4, Tafel C). Die kurzfristige Entwicklung des Wertes seiner großen Halbachse ist ziemlich unregelmäßig (siehe Abb. 4,

Wenn wir nur das allgemeine Muster verstehen wollen, ist es möglich, die allgemeine Bewegung zu extrapolieren:

Die vergangene langfristige Entwicklung von 2015 JA weist stark darauf hin, dass seine große Halbachse vor fast 30.000 Jahren begann, ähnliche Werte wie die unseres Planeten zu erreichen (siehe Abb. 6). Es umfasst auch Phasen, in denen das Verhalten des Perihelarguments mit dem übereinstimmt, was erwartet wird, wenn eine Kozai-Resonanz wirksam ist (siehe Abb. 6, Tafel G), aber die Entwicklung der Exzentrizität (siehe Abb. 6, Tafel E) zeigt nicht das oszillierende Verhalten, das beispielsweise im Fall von 2015 XX169 beobachtet wird. Die Positionen der Knoten oszillieren mehr oder weniger regelmäßig (siehe Abb. 6, Tafel H) und die engsten Begegnungen mit unserem Planeten fallen oft mit der Zeit zusammen, in der sich beide Knoten auf der Erdbahn befinden. Die Dynamik dieses Objekts wird derzeit durch Begegnungen mit der Venus und dem Erde-Mond-System gesteuert,

Aber unsere Messungen sind (derzeit) schlecht, und die Umlaufbahn ist im Wesentlichen chaotisch, sodass wir auch nach einigen hundert Jahren keine genauen Vorhersagen treffen können:

Die Analyse der Auswirkung der Fehler in Tabelle 1 auf die Entwicklung der in Abb. 5 dargestellten Orbitalparameter zeigt, dass der Wert seiner Lyapunov-Zeit in der Vergangenheit sehr kurz war – unter 100 Jahren – und in Zukunft nur geringfügig länger sein wird die Zukunft (ein paar hundert Jahre).