▀Ý ▄─▄ █ ▄─┐ ─█─ ▄─┐ ▄─┐ ▄─┐ ─█─ ─█─ ┌─▄ █▀│ █─┐ ┌─▄ ▄─┐ ─█─ ▄─┐ ┬─▄ ▄▀ █ █─┘ █ █─┘ ┌─┘ █─┘ █ █ ┌─█ █─┘ █ │ ┌─█ █─┘ █ █ │ │ █ ▀ ▀─┘ ▀─┘ ▀ ▀─┘ └─▀ ▀─┘ ▀ ▀ └─▀ █ ▀ ┴ └─▀ ▀─┘ ▀ ▀─┘ ┴ ▀ ▀ (Létezett-e a Phaeton?) 1802-ben, amikor W. Olbers felfedezte a Pallas kisbolygót, úgy találta, hogy a kisbolygók egy nagyobb bolygó szétrobbanásából keletkeztek. Kijelentette, hogy ha a Mars és a Jupiter között egy kisbolygó darabokra szakad, akkor az egyes darabok - főleg a nagyobbak - pályáinak a robbanás helyén keresztezniük kell egymást. Ezek után fedezték fel a Junót és a Vesztát, amelyek - Gauss számítása szerint - időnként áthaladnak azon a ponton, ahol a Ceres és a Pallas pályájukon keresztezik egymást. A kisbolygók méreteit a távolságuk és fényességük egybevetése alapján lehet meghatározni. A Földtől való azonos távolság és azonosnak föltételezett aldebó esetén a kisbolygók látszólagos fényessége az átmérő négyzetével arányos. Az 1800-as évek végén és az 1900-as évek elején kezdték meghatározni a kisbolygók méretét, hogy ebből megállapítsák az össztérfogatot, amely eldönti, mekkora lehetett az ősbolygó (Phaeton). Bauschinger végzett először számításokat a kisbolygók össztérfogatára vonatkozóan. 1901-ben 458 kisbolygóval végzett számításai szerint a kisbolygók össztérfogata (ÖT) = 3,624, abban az esetben, ha a Veszta térfogatát tekintjük egységnek. 1925-ben ugyancsak egy német kutató, G. Stracke foglalkozott a kérdéssel. Ő is a Vesztát vette alapul és 1024 kisbolygó feldolgozása után ÖT = 4,125-öt kapott. Ekkor a Veszta átmérőjét 390 km-nek tartották. I. I. Putyilin és V. G. Feszenkov szovjet tudósok, 1952-ben írt tanulmányuk szerint - a számításokat 1566 kisbolygóra terjesztették ki -, az ÖT = 4,257 volt. Sajnos ezen adatok vizuális és fotografikus mérések alapján készültek, és az aldebokat átlagosnak vették. Az 1950-es évek végén fedezték fel, hogy a kisbolygók rendkívül különböző színüek és más aldebojúak. A kisbolygókat így kezdetben három kategóriába sorolták aldebojuk szerint: C - szenes kodritokból álló sötét, alacsony aldebojú, S - szilikátos kőzetből álló világos, közepesen magas aldebojú, U - különleges aldebojú M - nikkel - vas tartalomra jellemző aldebo 1970-ben új technikát fejlesztettek ki a kisbolygók fényességének, aldebojának és átmérőjének mérésére. A módszert David Allen alkalmazta, amely a kisbolygók hőkiegyenlítésén alapszik. A napfény a kisbolygó felületén két részre választódik szét. Az egyik rész (A) visszaverődik és hozzáadódik a látszólagos fényességhez, míg a pótrész (A) elnyelődik és melegíti a felületet. Ez a hő később újra kisugárzódik és infravörös tartományban észlelhető. Így mindkét mérés érzékeny az aldebo iránt és így egyszerű a fényesség és a távolság ismeretében kiszámolni az átmérőt. A polarizáció, a fotometrikus és az infravörös rádiómetrikus fényességmérés forradalmasította az átmérő mérést. Ezek alapján a Mars és a Jupiter közötti kisbolygók átmérőjének és térfogatszámításának segítségével kiszámítottam a kisbolygók össztérfogatát. Sorszám ÖT 1- 20 9,5986 21- 100 1,6767 101- 200 0,8839 201- 300 0,4365 301- 400 0,5157 401- 500 0,4274 501- 600 0,4255 601- 700 0,2537 701- 800 0,4314 801- 900 0,1032 901-1000 0,0586 1001-1100 0,0324 1101-1200 0,0709 1201-1300 0,0337 1301-1400 0,0269 1401-1500 0,0307 1501-1600 0,0192 1601-2000 0,0252 2001-3000 0,0821 3001-5000 0,0501 Mindezek tehát azt jelentik, hogy a kisbolygók össztérfogata 1-5000 katalógusszámú, Mars és Jupiter között keringő kisbolygóra véve: 15,182 Veszta térfogat. Mivel az új mérések a Veszta átmérőjét 538 km-nek veszik ez azt jelenti, hogy az összes kisbolygó beleférne egy 1385 km átmérőjű kisbolygóba, tömege pedig megfelelne 0,0008 és 0,0001 közötti földtömegnek. Tehát kimondhatjuk, hogy sose létezett a Phaeton nevezetű nagybolygó. Azonban Olbersnek bizonyos mértékben igaza van, ugyanis a kisbolygócsaládok egy-egy nagyobb kisbolygó széjjeltöredezéséből keletkeznek és a pályájuk hihetetlenül hasonlít egymásra. Hoffmann János