(606) Brangäne

Asteroid
(606) Brangäne
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 21. November 2025 (JD 2.461.000,5)
Orbittyp Mittlerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie Brangäne-Familie
Große Halbachse 2,587 AE
Exzentrizität 0,221
Perihel – Aphel 2,016 AE – 3,158 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 8,598°
Länge des aufsteigenden Knotens 318,4°
Argument der Periapsis 58,2°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 4. Juli 2027
Siderische Umlaufperiode 4 a 58 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit {{{Umlaufgeschwindigkeit}}} km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 18,29 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 35,8 km ± 0,2 km
Abmessungen
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,10
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 12 h 18 min
Absolute Helligkeit 10,4 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		TSD
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		K
Geschichte
Entdecker August Kopff
Datum der Entdeckung 18. September 1906
Andere Bezeichnung 1906 SK
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom JPL Small-Body Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

(606) Brangäne ist ein Asteroid des mittleren Hauptgürtels, der am 18. September 1906 vom deutschen Astronomen August Kopff an der Großherzoglichen Bergsternwarte in Heidelberg bei einer Helligkeit von 11,9 mag entdeckt wurde.

Der Asteroid ist benannt nach einer Magd Isoldes in der Oper Tristan und Isolde (komponiert 1859) des deutschen Komponisten Richard Wagner.

Wissenschaftliche Auswertung

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (606) Brangäne, für die damals Werte von 35,5 km bzw. 0,10 erhalten wurden.[1] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 36,9 km bzw. 0,09.[2] Ein Vergleich von Daten, die von 1978 bis 2011 an der Sternwarte Ondřejov in Tschechien und am Table Mountain Observatory in Kalifornien gesammelt wurden, mit den Daten von NEOWISE ergab 2012 Werte für den Durchmesser und die Albedo von 37,0 km bzw. 0,11.[3] Nachdem die Werte nach neuen Messungen mit NEOWISE 2012 auf 42,2 km bzw. 0,08 geändert worden waren,[4] wurden sie 2014 auf 35,8 km bzw. 0,10 korrigiert.[5] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 29,5 oder 37,0 km bzw. 0,13 oder 0,10 angegeben[6] und dann 2016 korrigiert zu 28,2 km bzw. 0,13, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[7]

Photometrische Messungen des Asteroiden fanden erstmals statt am 23. und 24. Oktober 1981 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Die aufgezeichneten Daten konnten aber nicht sicher zu einer Rotationsperiode ausgewertet werden, es wurde dafür nur ein möglicher Wert >24 h angenommen.[8]

Eine Auswertung von archivierten Lichtkurven des United States Naval Observatory (USNO) in Arizona und der Catalina Sky Survey ermöglichte 2011 erstmals die Berechnung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 12,29067 h.[9]

Zwischen 2012 und 2018 wurden mit der All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN) auch photometrische Daten von 20.000 Asteroiden aufgezeichnet. Auf mehr als 5000 davon konnte erfolgreich die Methode der konvexen Inversion angewendet werden, darunter auch (606) Brangäne, für die in einer Untersuchung von 2021 ein verbessertes dreidimensionales Gestaltmodell für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 12,2907 h berechnet wurde.[10]

Im Jahr 2023 wurde aus photometrischen Messungen von Gaia DR3 erneut ein dreidimensionales Gestaltmodell des Asteroiden für zwei alternative Rotationsachsen mit prograder Rotation und einer Periode von 12,2904 h berechnet.[11] Beobachtungen durch eine Arbeitsgruppe an mehreren Observatorien in Spanien vom 13. März bis 18. Mai 2024 führte in der Auswertung zu einer Rotationsperiode von 12,294 h.[12]

Brangäne-Familie

(606) Brangäne ist das größte und namensgebende Mitglied einer Asteroidenfamilie mit ähnlichen Bahneigenschaften, wie eine Große Halbachse von 2,57–2,61 AE, eine Exzentrizität von 0,17–0,19 und eine Bahnneigung von 9,4°–9,7°. Taxonomisch handelt es sich hauptsächlich um Asteroiden der Spektralklasse D, L und X, die mittlere Albedo liegt bei 0,13. Die Brangäne-Familie umfasste im Jahr 2019 fast 490 bekannte Mitglieder,[13] ihr Alter wird auf 46 ± 8 Mio. Jahre geschätzt.[14] Eine Untersuchung von 2019 identifizierte die Brangäne-Familie als aus Objekten bestehend, die die ungewöhnlichen polarimetrischen Eigenschaften des Asteroiden (234) Barbara aufweisen. Dies ist der erste bekannte Fall eines Schwarms kleiner Barbara-ähnlicher Asteroiden (Barbarians), der aus einem Kraterereignis hervorgegangen ist, das erst vor relativ kurzer Zeit stattgefunden hat.[15]

Siehe auch

Commons: (606) Brangäne – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ E. F. Tedesco, P. V. Noah, M. Noah, S. D. Price: The Supplemental IRAS Minor Planet Survey. In: The Astronomical Journal. Band 123, Nr. 2, 2002, S. 1056–1085, doi:10.1086/338320 (PDF; 398 kB).
  2. ↑ J. R. Masiero, A. K. Mainzer, T. Grav, J. M. Bauer, R. M. Cutri, J. Dailey, P. R. M. Eisenhardt, R. S. McMillan, T. B. Spahr, M. F. Skrutskie, D. Tholen, R. G. Walker, E. L. Wright, E. DeBaun, D. Elsbury, T. Gautier IV, S. Gomillion, A. Wilkins: Main Belt Asteroids with WISE/NEOWISE. I. Preliminary Albedos and Diameters. In: The Astrophysical Journal. Band 741, Nr. 2, 2011, S. 1–20, doi:10.1088/0004-637X/741/2/68 (PDF; 73,0 MB).
  3. ↑ P. Pravec, A. W. Harris, P. Kušnirák, A. Galád, K. Hornoch: Absolute magnitudes of asteroids and a revision of asteroid albedo estimates from WISE thermal observations. In: Icarus. Band 221, Nr. 1, 2012, S. 365–387, doi:10.1016/j.icarus.2012.07.026 (PDF; 1,44 MB).
  4. ↑ J. R. Masiero, A. K. Mainzer, T. Grav, J. M. Bauer, R. M. Cutri, C. Nugent, M. S. Cabrera: Preliminary Analysis of WISE/NEOWISE 3-Band Cryogenic and Post-cryogenic Observations of Main Belt Asteroids. In: The Astrophysical Journal Letters. Band 759, Nr. 1, L8, 2012, S. 1–8, doi:10.1088/2041-8205/759/1/L8 (PDF; 3,27 MB).
  5. ↑ J. R. Masiero, T. Grav, A. K. Mainzer, C. R. Nugent, J. M. Bauer, R. Stevenson, S. Sonnett: Main Belt Asteroids with WISE/NEOWISE. Near-infrared Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 791, Nr. 2, 2014, S. 1–11, doi:10.1088/0004-637X/791/2/121 (PDF; 1,10 MB).
  6. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 MB).
  7. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Bauer, R. M. Cutri, E. A. Kramer, T. Grav, J. Masiero, S. Sonnett, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astronomical Journal. Band 152, Nr. 3, 2016, S. 1–12, doi:10.3847/0004-6256/152/3/63 (PDF; 1,34 MB).
  8. ↑ A. W. Harris, J. W. Young, T. Dockweiler, J. Gibson, M. Poutanen, E. Bowell: Asteroid lightcurve observations from 1981. In: Icarus. Band 95, Nr. 1, 1992, S. 115–147, doi:10.1016/0019-1035(92)90195-D.
  9. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, M. Brož, B. D. Warner, F. Pilcher, R. Stephens, J. Oey, L. Bernasconi, S. Casulli, R. Behrend, D. Polishook, T. Henych, M. Lehký, F. Yoshida, T. Ito: A study of asteroid pole-latitude distribution based on an extended set of shape models derived by the lightcurve inversion method. In: Astronomy & Astrophysics. Band 530, A134, 2011, S. 1–16, doi:10.1051/0004-6361/201116738 (PDF; 1,82 MB).
  10. ↑ J. Hanuš, O. Pejcha, B. J. Shappee, C. S. Kochanek, K. Z. Stanek, T. W.-S. Holoien: V-band photometry of asteroids from ASAS-SN. Finding asteroids with slow spin. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A48, 2021, S. 1–11, doi:10.1051/0004-6361/202140759 (PDF; 1,16 MB).
  11. ↑ J. Ďurech, J. Hanuš: Reconstruction of asteroid spin states from Gaia DR3 photometry. In: Astronomy & Astrophysics. Band 675, A24, 2023, S. 1–13, doi:10.1051/0004-6361/202345889 (PDF; 32,9 MB).
  12. ↑ R. G. Farfán, F. G. de la Cuesta, E. R. Lorenz, C. B. Albá, J. De Elías Cantalapiedra, J. R. Fernández, F. G. Pinilla, A. M. Saura, J. M. F. Andújar: Analysis and Lightcurves of Eleven Asteroids. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 51, Nr. 1, 2025, S. 31–34, bibcode:2025MPBu...52...31F (PDF; 483 kB).
  13. ↑ T. A. Vinogradova: Empirical method of proper element calculation and identification of asteroid families. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 3, 2019, S. 3755–3764, doi:10.1093/mnras/stz228 (PDF; 4,80 MB).
  14. ↑ P. Paolicchi, F. Spoto, Z. Knežević, A. Milani: Ages of asteroid families estimated using the YORP-eye method. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 484, Nr. 2, 2019, S. 1815–1828, doi:10.1093/mnras/sty3446 (PDF; 802 kB).
  15. ↑ A. Cellino, S. Bagnulo, P. Tanga, M. Devogèle, Ph. Bendjoya, E. Reilly, J.-P. Rivet, F. Spoto: Brangäne: a new family of Barbarian asteroids. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 485, Nr. 1, 2019, S. 570–576, doi:10.1093/mnras/stz451 (PDF; 504 kB).
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