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