¿El asteroide 2015 YA tendrá una colisión con Venus en octubre de 2018?

La base de datos de cuerpos pequeños del JPL tiene la respuesta a la pregunta específica en su tabla de aproximación cercana (aquí solo se mantienen algunas columnas):

Fecha/Hora (TDB) Tiempo Incertidumbre (días_HH:MM) Cuerpo Distancia Nominal (au) Distancia Mínima (au) Distancia Máxima (au)

2018-oct-19 15:01 03:08 Venus 0.083402183093844 0.0807857117393986 0.0861169334256464

0,083 au son unos 12,4 millones de kilómetros, o aproximadamente 2000 radios venusianos. En otras palabras, no cerrar.

A más largo plazo, los pases de 2015 YA por Venus, Marte y la Tierra hacen que su órbita sea interesante a largo plazo. Ha habido varios estudios, de los cuales el más accesible parece ser el de C de la Fuente Marcos y R de la Fuente Marcos " A trio of horseshoes: past, present and future dynamical evolution of Earth co-orbital asteroids 2015 XX169, 2015 YA and 2015 YQ1 "(2016):

Sus elementos orbitales muestran que su trayectoria es más excéntrica (e = 0.27914) y menos inclinada (i = 1◦.6) que la de 2015 XX169 . Esto abre la posibilidad de encuentros más cercanos con la Tierra —su MOID con nuestro planeta tiene un valor de 0,0036 UA— e incluso acercamientos relativamente cercanos tanto a Venus (en el perihelio) como a Marte (en el afelio). Evolucionando dentro de este contexto dinámico, 2015 YA debe ser menos estable que 2015 XX169. Sin embargo, es miembro de la lista NHATS, la lista de NEA viables de la NASA para una misión de exploración humana real.

Este asteroide es actualmente miembro de la clase dinámica Atón, pero antes de su reciente encuentro con la Tierra el 15 de diciembre de 2015 era un Apolo. Permanecerá como un Aten durante los próximos 142 años y luego volverá a la clase dinámica Apolo. Su evolución dinámica a corto plazo se muestra en la Fig. 4 (órbita nominal). Llegó muy recientemente a la zona coorbital de la Tierra y puede que se vaya en unos pocos cientos de años. Su evolución orbital es mucho más caótica que la de 2015 XX169. Como en el caso anterior, el objeto sigue una trayectoria de herradura asimétrica con respecto a la Tierra con el valor de la longitud media relativa librando alrededor de 180◦, pero encerrando 0◦ (ver Fig. 4, panel C). La evolución a corto plazo del valor de su semieje mayor es bastante irregular (ver Fig. 4,

Si solo queremos entender el patrón general, es posible extrapolar el movimiento general:

La evolución pasada a largo plazo de 2015 YA sugiere fuertemente que su eje semi-mayor comenzó a alcanzar valores similares a los de nuestro planeta hace casi 30 kyr (ver Fig. 6). También incluye fases en las que el comportamiento del argumento del perihelio es consistente con lo esperado cuando está en efecto una resonancia de Kozai (ver Fig. 6, panel G) pero la evolución de la excentricidad (ver Fig. 6, panel E) no presenta el comportamiento oscilatorio que se observa, por ejemplo, en el caso de 2015 XX169. Las posiciones de los nodos oscilan de forma más o menos regular (ver Fig. 6, panel H) y los encuentros más cercanos con nuestro planeta suelen coincidir con el momento en que ambos nodos se encuentran en la trayectoria de la Tierra. La dinámica de este objeto está actualmente controlada por encuentros con Venus y el sistema Tierra-Luna,

Pero nuestras mediciones son (actualmente) deficientes y la órbita es sustancialmente caótica, por lo que incluso después de unos pocos cientos de años no podemos hacer predicciones precisas:

El análisis del efecto de los errores de la Tabla 1 sobre la evolución de los parámetros orbitales mostrados en la Fig. 5 muestra que el valor de su tiempo de Lyapunov fue muy corto —menos de 100 años— en el pasado y será solo un poco más largo en el futuro (unos cientos de años).