Quelltext der Seite (29075) 1950 DA

{{Infobox Asteroid
| SSD_ID = 29075
| Name = (29075) 1950 DA
| Bild = 1950DA.jpg
| Bildtext = Radarbild des Asteroiden vom 4. März 2001
| Orbittyp = APOLLO
| Epoche = 2460800.5
| Exzentrizität = 0.507505
| Große_Halbachse = 1.69868
| Bahnneigung = 12.15458
| Knoten = 356.54705
| Periwinkel = 224.82639
| Peridatum = 2025-08-20
| Periode = 808.659
| Durchmesser = 1.3
| DurchmesserSigma = 0.1
| Abmessungen =
| Masse =
| Dichte =
| Rotationsperiode = 2.1216
| Albedo = 0.07
| Tholen =
| Smass =
| Absolute_Helligkeit = 17.3
| Entdecker = [[Carl Alvar Wirtanen|C. A. Wirtanen]]
| Entdeckungsdatum = 1950-02-22
| anderer_Name = '''1950&nbsp;DA''', 2000&nbsp;YK<sub>66</sub>
}}
'''(29075) 1950&nbsp;DA''' ist ein [[Asteroid]] vom [[Erdnaher Asteroid#Apollo-Typ|Apollo-Typ]], der am 22. Februar 1950 vom US-amerikanischen Astronomen [[Carl Alvar Wirtanen]] am [[Lick-Observatorium]] in Kalifornien bei einer [[Scheinbare Helligkeit|Helligkeit]] von 14&nbsp;mag entdeckt wurde. Nachdem der Asteroid dort bis zum 12. März beobachtet werden konnte, war er zunächst verloren. Er wurde erst über 31 Jahre später am 30. September 1981 am [[Siding-Spring-Observatorium]] in Australien zunächst unbemerkt fotografiert und dann erst wieder am 31. Dezember 2000 von [[LONEOS]] aufgefunden und identifiziert.

Die Bahn des Asteroiden besitzt durch ihre große [[Exzentrizität (Astronomie)|Exzentrizität]] eine Periheldistanz (sonnennächster Punkt), die kleiner als das Perihel der [[Erde]], und eine Apheldistanz (sonnenfernster Punkt), die größer als die Apheldistanz des [[Mars (Planet)|Mars]] ist. Er wird daher zu den [[Erdnaher Asteroid|erdnahen Asteroiden]] (NEA) vom Apollo-Typ gezählt, der nicht nur die [[Bahnkreuzer#Erdbahnkreuzer|Erdbahn kreuzen]] könnte, sondern auch noch ein Bahnkreuzer des Mars ist. Durch die Schrägstellung der Bahn des Asteroiden gegenüber den Bahnen der Planeten kann 1950&nbsp;DA auf seiner Bahn derzeit aber der Marsbahn nicht näher kommen als bis auf etwa 17,9 Mio.&nbsp;km (0,12&nbsp;[[Astronomische Einheit|AE]]). Bei der Erdbahn ist derzeit eine Annäherung bis auf etwa 6,19 Mio.&nbsp;km (0,041&nbsp;AE) möglich, das entspricht dem 16-fachen mittleren Abstand Erde–[[Mond]]. Da dieser Wert sich im Laufe der Zeit verringert, wird 1950&nbsp;DA als potentiell gefährlicher Asteroid (PHA) eingestuft, der die Erde durch einen Einschlag bedrohen könnte. Die [[Umlaufzeit]] des Asteroiden steht in einer 4:9-[[Bahnresonanz]] mit der Erde.

Die größten Annäherungen von 1950&nbsp;DA an die Erde seit 1900 erfolgten am 12. März 1950 bis auf etwa 8,87 Mio.&nbsp;km und am 5. März 2001 bis auf etwa 7,79 Mio.&nbsp;km. Eine Annäherung bis auf etwa 11,3 Mio.&nbsp;km wird am 2. März 2032{{Zukunft|2032|03}} erfolgen. Im 22. Jahrhundert wird der Asteroid der Erde aber noch deutlich näher kommen, nämlich am 10. März 2105 bis auf 5,43 Mio.&nbsp;km, am 11. März 2136 bis auf 6,37 Mio.&nbsp;km und am 8. März 2187 sogar bis auf 5,27 Mio.&nbsp;km.

== Optische und Radarbeobachtungen ==
Die größte Annäherung an die Erde seit der Entdeckung des Asteroiden bot um den März 2001 Gelegenheit zu umfangreichen Beobachtungen. Aus [[Photometrie|photometrischen]] Messungen an der [[Sternwarte Ondřejov]] in Tschechien vom 29. Januar bis 16. Februar 2001 wurde eine [[Lichtkurve]] erstellt, aus der eine [[Rotationsperiode]] von 2,122&nbsp;h abgeleitet werden konnte.<ref>{{Internetquelle |autor=P. Pravec |url=https://www.asu.cas.cz/~ppravec/tabper.htm |titel=Table of unpublished periods of NEAs |werk=Ondrejov Asteroid Photometry Project |hrsg=P. Pravec et al. |datum=2002-08-12 |sprache=en |abruf=2024-05-19}}</ref>

[[Radarastronomie|Radarastronomische]] Beobachtungen erfolgten vom 3. bis 7. März am [[Goldstone Deep Space Communications Complex]] in Kalifornien bei 8,56&nbsp;GHz und am [[Arecibo-Observatorium]] bei 2,38&nbsp;GHz. Die Auswertung der reflektierten Radarsignale des Asteroiden ergab das Bild eines glatten, kugeligen und relativ ungegliederten Objekts mit einigen Vertiefungen und Graten. Die [[Polarimetrie|polarimetrischen]] Daten wiesen auf eine sehr glatte Oberfläche im Zentimeter- bis Dezimetermaßstab hin. Unter Verwendung auch der optischen Daten der Sternwarte Ondřejov konnten aus den Messwerten zwei alternative Rotationsachsen für [[Rechtläufig und rückläufig|pro- und retrograde]] Rotation sowie eine Rotationsperiode von 2,1216&nbsp;h bestimmt werden. Für das Modell mit retrograder Rotation wurde ein äquivalenter Durchmesser von 1,30&nbsp;km und eine visuelle Albedo von 0,20 ± 0,05 abgeleitet. Für das Modell mit prograder Rotation unterschieden sich die Werte nur geringfügig. Zwischen beiden Modellen konnte aber mit den vorliegenden Daten noch keine eindeutige Entscheidung getroffen werden.<ref>M. W. Busch, J. D. Giorgini, S. J. Ostro, L. A. M. Benner, R. F. Jurgens, R. Rose, M. D. Hicks, P. Pravec, P. Kusnirak, M. J. Ireland, D. J. Scheeres, S. B. Broschart, C. Magri, M. C. Nolan, A. A. Hine, J.-L. Margot: ''Physical modeling of near-Earth Asteroid (29075) 1950&nbsp;DA.'' In: ''Icarus.'' Band 190, Nr. 2, 2007, S. 608–621, [[doi:10.1016/j.icarus.2007.03.032]] ([https://echo.jpl.nasa.gov/asteroids/29075_1950DA/busch.etal.2007.1950da.pdf PDF; 2,85 MB]).</ref>

Eine Auswertung [[Spektroskopie|spektroskopischer]] Daten, die zwischen 2001 und 2003 an der [[Infrared Telescope Facility]] (IRTF) auf Hawaiʻi aufgenommen worden waren, ergaben für die Albedo eine Abschätzung auf >0,25 in Übereinstimmung mit früheren Untersuchungen. Das Spektrum war sehr ähnlich dem von [[(3103) Eger]], daher wurde 1950&nbsp;DA wie dieser ebenfalls als E-Typ (mit geringer Wahrscheinlichkeit für einen M-Typ) klassifiziert.<ref>A. S. Rivkin, R. P. Binzel, S. J. Bus: ''Constraining near-Earth object albedos using near-infrared spectroscopy.'' In: ''Icarus.'' Band 175, Nr. 1, 2005, S. 175–180, [[doi:10.1016/j.icarus.2004.11.005]].</ref>

Im Rahmen der NEOWISE-Mission des [[Weltraumteleskop]]s [[Wide-Field Infrared Survey Explorer]] (WISE) konnten in einer Untersuchung von 2011 für 486 erdnahe Objekte (NEOs) physikalische Parameter bestimmt werden. Für den Asteroiden 1950&nbsp;DA wurden aus 29 Messungen im [[Infrarotstrahlung|Infraroten]] u.&nbsp;a. ein Durchmesser von 2,0&nbsp;km und eine optische [[Albedo]] von nur 0,07 abgeleitet.<ref>A. Mainzer, T. Grav, J. Bauer, J. Masiero, R. S. McMillan, R. M. Cutri, R. Walker, E. Wright, P. Eisenhardt, D. J. Tholen, T. Spahr, R. Jedicke, L. Denneau, E. DeBaun, D. Elsbury, T. Gautier, S. Gomillion, E. Hand, W. Mo, J. Watkins, A. Wilkins, G. L. Bryngelson, A. Del Pino Molina, S. Desai, M. Gómez Camus, S. L. Hidalgo, I. Konstantopoulos, J. A. Larsen, C. Maleszewski, M. A. Malkan, J.-C. Mauduit, B. L. Mullan, E. W. Olszewski, J. Pforr, A. Saro, J. V. Scotti, L. H. Wasserman: ''NEOWISE Observations of Near-Earth Objects: Preliminary Results.'' In: ''The Astrophysical Journal.'' Band 743, Nr. 2, 2011, S. 1–17, [[doi:10.1088/0004-637X/743/2/156]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/743/2/156/pdf PDF; 2,97 MB]).</ref>

== Innerer Aufbau ==
Aus Analysen der Messergebnisse des Asteroiden, insbesondere hinsichtlich seiner [[Astrometrie]], seiner Rotationsgeschwindigkeit, seinem aus Radarbeoachtungen erhaltenen Gestaltmodell und seiner thermisch-infraroten Daten konnte ein bemerkenswert geringer [[Wärmeeindringkoeffizient]] und eine korrespondierende [[Schüttdichte]] ermittelt werden. Es zeigte sich, dass diese Schüttdichte viel niedriger ist als die [[Dichte]], die mindestens erforderlich ist, um durch die [[Gravitation]] den Verlust von Oberflächenmaterial durch Zentrifugalkräfte zu verhindern. Wenn man wegen der ähnlichen Radar-Albedo den Asteroiden mit [[(21) Lutetia]] vergleicht, die aus [[Enstatit-Chondrit]] mit einer hohen Dichte besteht, muss man eine [[Porosität]] von etwa 50 % annehmen, damit handelt es sich bei 1950&nbsp;DA um einen [[Rubble Pile]]-(Trümmerhaufen)-Asteroiden aus zahlreichen kleineren Körnern und Brocken, der nur durch die Gravitation lose zusammengehalten wird. Seine Oberfläche ist wahrscheinlich von feinkörnigem [[Regolith]] bedeckt. Aufgrund seiner schnellen Rotation würden dennoch große Teile des Asteroiden an seinem Äquator weggeschleudert werden. Es muss daher notwendigerweise ausreichend [[Kohäsion (Chemie)|kohäsive]] Kräfte zwischen seinen Körnern geben, die dies verhindern.<ref>B. Rozitis, E. MacLennan, J. P. Emery: ''Cohesive forces prevent the rotational breakup of rubble-pile asteroid (29075) 1950&nbsp;DA.'' In: ''Nature.'' Band 512, 2014, S. 174–176, [[doi:10.1038/nature13632]].</ref>

Eine dreidimensionale Modellierung des Asteroiden mit einer [[Finite-Elemente-Methode]] konnte noch genaueren Aufschluss über die plastischen Verformungen im Inneren des Körpers und die notwendige Kohäsion für seinen Zusammenhalt liefern.<ref>M. Hirabayashi, D. J. Scheeres: ''Stress and Failure Analysis of Rapidly Rotating Asteroid (29075) 1950&nbsp;DA.'' In: ''The Astrophysical Journal Letters.'' Band 798, Nr. 1, L8, 2015, S. 1–5, [[doi:10.1088/2041-8205/798/1/L8]] ([https://iopscience.iop.org/article/10.1088/2041-8205/798/1/L8/pdf PDF; 429 kB]).</ref> Aus den Werten des Wärmeeindringkoeffizienten und einem Modell der [[Wärmeleitfähigkeit]] des an der Oberfläche des Asteroiden vorkommenden Regoliths wurde ein mittlerer Radius der Körner zwischen 30 und 120&nbsp;µm abgeleitet. Im Labor konnte anschließend die Kohäsion solcher Regolith-Körner bestimmt werden. Die erhaltenen Werte waren übereinstimmend mit den für einen Zusammenhalt des Asteroiden erforderlichen Kohäsionskräften.<ref>B. Gundlach, J. Blum: ''Regolith grain size and cohesive strength of near-Earth Asteroid (29075) 1950&nbsp;DA.'' In: ''Icarus.'' Band 257, 2015, S. 126–129, [[doi:10.1016/j.icarus.2015.04.032]].</ref>

Die Kenntnis des genauen inneren Aufbaus des Asteroiden, wo durch sehr geringe Einwirkungen von außen bereits dessen teilweiser oder vollständiger Zerfall ausgelöst werden dürfte, könnte wichtig werden, wenn es in Zukunft darum geht, einen Zusammenstoß solcher Körper mit der Erde zu verhindern.<ref>D. J. Scheeres: ''Sandcastles in space.'' In: ''Nature.'' Band 512, 2014, S. 139–140, [[doi:10.1038/512139a]].</ref>

== Möglicher Impaktor ==
Mit Hilfe der Radarbeobachtungen am Goldstone- und Arecibo-Observatorium vom März 2001, als der Asteroid nur gut 20-mal weiter von der Erde entfernt war als der Mond, konnte sowohl die Größe und Form des Körpers bestimmt werden, als auch eine wesentlich genauere Astrometrie durchgeführt werden. Die daraus gewonnenen verbesserten [[Bahnelement]]e für den Asteroiden ergaben damals, dass er am 16. März 2880 mit einer Wahrscheinlichkeit zwischen Null und 0,33 % mit der Erde [[Impakt|kollidieren]] könnte. Der Maximalwert ist drei [[Größenordnung]]en höher als die Einschlagswahrscheinlichkeit, die für jedes andere Objekt berechnet wurde, das groß genug ist, um in die Erdatmosphäre einzudringen, und entspricht einer Gefahreneinstufung von +0,17 auf der [[Palermo-Skala]], also 1,5-mal größer als die Gefahr eines zufälligen Hintergrundereignisses bis 2880. Obwohl 1950&nbsp;DA über eine der am besten ermittelten [[Bahnbestimmung]]en von Asteroiden (oder [[Komet]]en) verfügte, wurde es zur damaligen Zeit wegen der Vielfalt relevanter [[Bahnstörung|Störeinflüsse]], wie mehrere enge Begegnungen mit Mars, Erde und Mond, die Gravitation anderer Asteroiden, die Unsicherheit der Planetenmassen, der [[Strahlungsdruck]] der Sonne und insbesondere der nicht einschätzbare [[Jarkowski-Effekt]], nicht als möglich angesehen, eine verlässliche, konkrete Kollisionswahrscheinlichkeit zu berechnen.<ref>J. D. Giorgini, S. J. Ostro, L. A. M. Benner, P. W. Chodas, S. R. Chesley, R. S. Hudson, M. C. Nolan, A. R. Klemola, E. M. Standish, R. F. Jurgens, R. Rose, A. B. Chamberlin, D. K. Yeomans, J.-L. Margot: ''Asteroid 1950&nbsp;DA’s Encounter with Earth in 2880: Physical Limits of Collision Probability Prediction.'' In: ''Science.'' Band 296, Nr. 5565, 2002, S. 132–136, [[doi:10.1126/science.1068191]] ([https://cneos.jpl.nasa.gov/doc/1950da/1950da_published.pdf PDF; 248 kB]).</ref>

Trotz der geringen Wahrscheinlichkeit des Ereignisses wurde exemplarisch ein hypothetisches Szenario durchgespielt, in dem 1950&nbsp;DA 600&nbsp;km östlich der Küste der Vereinigten Staaten auf das Meer treffen würde. Bei einer Geschwindigkeit von 17,8&nbsp;km/s würde der Asteroid an der Einschlagstelle einen Hohlraum mit einem Durchmesser von 19&nbsp;km und einer Tiefe bis zum Ozeanboden (5&nbsp;km) sprengen. Hunderte Meter hohe [[Tsunami]]wellen würden folgen, wenn der vorübergehende Einschlagshohlraum zusammenbricht. Innerhalb von zwei Stunden nach dem Eintreten des Szenarios würden 100-m-Wellen von [[Cape Cod]] bis [[Cape Hatteras]] auf Land treffen. Innerhalb von 12 Stunden würden 20-m-Wellen Europa und Afrika erreichen.<ref>S. N. Ward, E. Asphaug: ''Asteroid impact tsunami of 2880 March 16.'' In: ''Geophysical Journal International.'' Band 153, Nr. 3, 2003, S. F6–F10, [[doi:10.1046/j.1365-246X.2003.01944.x]] ([https://academic.oup.com/gji/article-pdf/153/3/F6/6072603/153-3-F6.pdf PDF; 836 kB]).</ref>

Die Wahrscheinlichkeit für einen Zusammenstoß mit der Erde hängt entscheidend davon ab, in welchem Ausmaß die Bewegung des Asteroiden durch den Jarkowski-Effekt beeinflusst wird, eine schwache [[Bahnstörung#Nicht-gravitative Kräfte|nicht-gravitative Störung]], die aus der anisotropen Abstrahlung von Wärme durch absorbierte Sonnenstrahlung entsteht, und deren Wirkung sich aufgrund der langen Zeitspanne zu einer merklichen Bahnverschiebung akkumulieren kann. In einer Untersuchung von 2005 wurde daher eine genaue optische Astrometrie ab 2004 empfohlen, um den Effekt dann bei der Erdannäherung im Jahr 2012 mithilfe von Radarbeobachtungen möglichst sicher quantitativ bestimmen zu können.<ref>D. Vokrouhlický, D. Čapek, S. R. Chesley, S. J. Ostro: ''Yarkovsky detection opportunities. I. Solitary asteroids.'' In: ''Icarus.'' Band 173, Nr. 1, 2005, S. 166–184, [[doi:10.1016/j.icarus.2004.08.002]] ([https://astro.troja.mff.cuni.cz/davok/papers/yarko1.pdf PDF; 819 kB]).</ref> Aus den Beobachtungen aus den Jahren 1951 bis 2012 konnte dann auch in der Folge für eine bevorzugte retrograde Rotation des Asteroiden ein Wert für die Jarkowski-Beschleunigung errechnet werden, der einen Zusammenstoß mit der Erde eher ausschließen würde.<ref>D. Farnocchia, S. R. Chesley, D. Vokrouhlický, A. Milani, F. Spoto, W. F. Bottke: ''Near Earth Asteroids with measurable Yarkovsky effect.'' In: ''Icarus.'' Band 224, Nr. 1, 2013, S. 1–13, [[doi:10.1016/j.icarus.2013.02.004]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1212.4812 PDF; 767 kB]).</ref>

Die geschätzte Einschlagswahrscheinlichkeit wurde seit den ersten Berechnungen mehrmals aktualisiert. In einer Untersuchung von 2013 konnten auf der Grundlage aller optischen Beobachtungen bis 2012 und der Radarbeobachtungen von 2001 wesentlich genauere Bahnelemente für 1950&nbsp;DA bestimmt werden. Aus den bekannten physikalischen Parametern wurden zunächst für beide Rotationsrichtungen neue Abschätzungen für die Jarkowski-Beschleunigung abgeleitet. Ein Vergleich mit astrometrischen Daten ergab bereits hier eine sehr hohe Wahrscheinlichkeit für eine retrograde Rotation des Asteroiden. Mit diesen Bahndaten wurde eine Einschlagswahrscheinlichkeit auf die Erde im Jahr 2880 berechnet. Zur Abschätzung der Genauigkeit wurden dabei auch die Einflüsse unterschiedlicher Störfaktoren auf das Ergebnis bewertet, wie die Gravitation anderer Asteroiden, [[Bahnstörung#Relativistische Effekte|relativistische Effekte]], Strahlungsdruck der Sonne und anderes. Es zeigte sich dabei, dass die Größe und das Vorzeichen der Jarkowski-Beschleunigung hierbei bei weitem den größten Einfluss auf das Ergebnis besitzt. Unter Berücksichtigung aller Faktoren wurde schließlich eine Einschlagswahrscheinlichkeit von 0,05 % mit einer Gefahreneinstufung von −0,56 auf der Palermo-Skala errechnet. Kurz darauf konnte durch eine Neubewertung der Arecibo-Radardaten aus 2001 und eine Einbeziehung neuer Radar-Abstandsmessungen aus 2012 nachträglich die Jarkowski-Beschleunigung noch wesentlich genauer eingegrenzt und die Rotation nunmehr als definitiv retrograd bestimmt werden, was in einer Einschlagswahrscheinlichkeit von 0,025 % mit einer Gefahreneinstufung von −0,83 auf der Palermo-Skala resultierte.<ref>D. Farnocchia, S.R. Chesley: ''Assessment of the 2880 impact threat from Asteroid (29075) 1950&nbsp;DA.'' In: ''Icarus.'' Band 229, 2014, S. 321–327, [[doi:10.1016/j.icarus.2013.09.022]] (arXiv-Preprint: [https://arxiv.org/pdf/1310.0861 PDF; 273 kB]).</ref>

Aus einer Untersuchung aus dem Jahr 2018 folgte unter Einbeziehung von Beobachtungen bis Februar 2018 und unter Berücksichtigung des Jarkowski-Effekts nur noch eine Einschlagswahrscheinlichkeit von etwa 0,002 %.<ref>I. Wlodarczyk: ''The Potentially Dangerous Asteroid (29075) 1950&nbsp;DA.'' In: ''Journal of Physics & Astronomy.'' Band 6, Nr. 3, 2018, S. 1–4 ([https://www.tsijournals.com/pdfdownload.php?download=articles/the-potentially-dangerous-asteroid-29075-1950-da.pdf&aid=13799 PDF; 336 kB]).</ref> Eine Neuberechnung mit den gleichen Ausgangsdaten ergab im Jahr 2020 nur noch eine Einschlagswahrscheinlichkeit von 0,0008 % mit einer Gefahreneinstufung von −2,45 auf der Palermo-Skala.<ref>I. Wlodarczyk: ''Special Group of the Potentially Hazardous Asteroids.'' In: ''Bulgarian Astronomical Journal.'' Band 32, 2020, S. 27–34, {{bibcode|2020BlgAJ..32...27W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2020BlgAJ..32...27W/PUB_PDF PDF; 2,10 MB]).</ref> Eine neue Untersuchung von 2022 führte unter Einbeziehung von Beobachtungen bis Juli 2021 nur noch zu einer Einschlagswahrscheinlichkeit von 0,0002 %. Und die Verwendung weiterer Beobachtungsdaten bis Dezember 2021 ließ den Wert sogar bis auf 0,000075 % sinken.<ref>I. Wlodarczyk: ''The Potentially Dangerous Asteroid (29075) 1950&nbsp;DA.'' In: ''Proceedings of the Polish Astronomical Society.'' Band 12, 2022, ISBN 978-83-960050-4-5, S. 276–278, {{bibcode|2022pas..conf..276W}} ([https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2022pas..conf..276W/PUB_PDF PDF; 229 kB]).</ref>

Das ''Center for Near-Earth Object Studies'' (CNEOS) gibt (auf Grundlage von 1169 Beobachtungsdaten bis zum 1. Februar 2025) für den 16. März 2880 gegen 23:45 Uhr [[Universal Time|UT]] noch eine Kollisionswahrscheinlichkeit von 0,039 % (etwa 1:2600) an und eine Gefahreneinstufung von −0,92 auf der Palermo-Skala, also 8,3-mal geringer als die Gefahr eines zufälligen Hintergrundereignisses bis 2880. Bei einer Kollision würde bei einer Auftreffgeschwindigkeit von 18&nbsp;km/s eine Energie von 75.000&nbsp;Mt [[TNT-Äquivalent]] entsprechend 3,1·10<sup>20</sup>&nbsp;J freigesetzt.<ref>{{Internetquelle |autor= |url=https://cneos.jpl.nasa.gov/sentry/details.html#?des=29075 |titel=29075 (1950&nbsp;DA) -- Earth Impact Risk Summary |werk=Sentry: Earth Impact Monitoring |hrsg=JPL – Center for Near-Earth Object Studies |datum=2024-04-24 |sprache=en |abruf=2024-06-09}}</ref> Zur Einschätzung: Der [[Chicxulub-Krater|Chicxulub-Einschlag]], welcher vermutlich das [[Massenaussterben|Aussterben]] der [[Dinosaurier]] vor 66 Mio. Jahren verursachte, hatte im Vergleich dazu eine 1000-mal größere Aufschlagsenergie.

Es ist zu erwarten, dass bei Gelegenheit der nächsten Annäherung von 1950&nbsp;DA an die Erde im Februar/März 2032 durch intensive Beobachtung und Radarmessungen deutlich verbesserte Bahnparameter für den Asteroiden bestimmt werden können, so dass die Vorausberechnungen auf das Jahr 2880 dann noch präzisere Ergebnisse liefern könnten.

== Bahneigenschaften ==
Aus den Bahnelementen, wie sie in der [[Jet Propulsion Laboratory|JPL]] Small-Body Database angegeben sind und die auch den Jarkowski-Effekt berücksichtigen, lässt sich derzeit ableiten:<ref>{{Internetquelle |url= http://www.solexorb.it/ |titel=SOLEX 12.1 von A. Vitagliano |sprache=en |abruf=2020-07-09}}</ref>
* Der Asteroid 1950&nbsp;DA wird sich in den kommenden Jahrhunderten mehrmals anderen Asteroiden bis auf weniger als 8 Mio.&nbsp;km annähern: Im Jahr 2409 der großen [[(31) Euphrosyne]], im Jahr 2597 der [[(216) Kleopatra]], im Jahr 2701 dem kleinen [[(4217) Engelhardt]] und im Jahr 2816 der [[(192) Nausikaa]]. An die ebenfalls relativ große [[(78) Diana]] gibt es bis 2821 insgesamt sieben solcher Annäherungen, davon im Jahr 2456 sogar eine bis auf etwa 2,0 Mio.&nbsp;km. Mit dem Mars gibt es im Jahr 2639 die engste Annäherung bis auf 10,5 Mio.&nbsp;km. Alle diese Begegnungen bewirken aber keine signifikanten [[Bahnstörung|Störungen]] auf die Bahn von 1950&nbsp;DA.
* Stärkere gravitative Auswirkungen auf die Bahn von 1950&nbsp;DA haben dagegen die Begegnungen mit der Erde. Bis zum Jahr 2880 wird er der Erde zweimal näher kommen als 5 Mio.&nbsp;km, nämlich am 14. März 2641 bis auf etwa 2,34 Mio.&nbsp;km und am 19. März 2860 bis auf etwa 4,56 Mio.&nbsp;km. Während der ganzen Zeit verringert sich jedoch der Mindestabstand der beiden Umlaufbahnen (MOID, ''Minimum orbit intersection distance'') von Asteroid und Erde von gegenwärtig etwa 6,2 Mio.&nbsp;km stetig bis auf nahe Null erstmals im Jahr 2865. Der Mindestabstand der Umlaufbahnen schwankt in den darauf folgenden Jahren immer in einer geringen Spanne zwischen Null und etwa 200.000&nbsp;km zueinander.
* Im Jahr 2880 ergibt sich die erste Gelegenheit, bei der sich Asteroid und Erde an diesem Punkt, an dem sich die Umlaufbahnen schneiden, auch selbst nahezu gleichzeitig begegnen. Wenn sich beide Körper zur gleichen Zeit an dieser Stelle aufhielten, könnte es zu einem Zusammenstoß kommen. Diese Gleichzeitigkeit ist aber das entscheidende Kriterium für die Kollisionswahrscheinlichkeit.
* Erde und Asteroid begegnen sich mit einer Relativgeschwindigkeit von etwa 15&nbsp;km/s. Dem Asteroid bliebe daher maximal ein Zeitfenster von etwa 15 Minuten, um sich gleichzeitig mit der Erde am selben Ort aufzuhalten.
* Durch die derzeit noch vorhandenen Unsicherheiten in der Bestimmung der Bahnelemente des Asteroiden (im Wesentlichen die Wirkung des Jarkowski-Effekts) könnte er aber zu der Zeit, wenn die Erde auf ihrer Bahn am 16. März 2880 wenige Minuten vor Mitternacht UT die Bahn des Asteroiden kreuzt, noch über 16 Tage benötigen, um die „kritische“ Stelle zu erreichen, oder er könnte diese Stelle bereits mehr als 2 Tage zuvor passiert haben. Die statistische Unsicherheit des Aufenthaltsorts des Asteroiden innerhalb dieser Spanne von fast 19 Tagen in Verbindung mit dem oben genannten Zeitfenster von 15 Minuten bestimmt im Wesentlichen die Kollisionswahrscheinlichkeit.
* Über die Bahn des Asteroiden nach seiner Begegnung mit der Erde lassen sich keine konkreten Aussagen treffen, da dies vom tatsächlichen Abstand dieser Begegnung und der dadurch erfolgenden Bahnstörung abhängt.

== Siehe auch ==
* [[Liste der Asteroiden]]
* [[Liste der erdnahen Asteroiden]]

== Weblinks ==
{{Commonscat|(29075) 1950 DA}}
* {{IAU MPC|29075}}
* {{JPL Small-Body Database|ID=29075}}
* [https://newton.spacedys.com/neodys/index.php?pc=1.1.0&n=29075 (29075) 1950DA] bei NEODyS (englisch).
* [https://cneos.jpl.nasa.gov/sentry/details.html#?des=29075 29075 (1950 DA) -- Earth Impact Risk Summary] bei CNEOS – Sentry: Earth Impact Monitoring (englisch).

== Einzelnachweise ==
<references />
{{SORTIERUNG:1950DA}}