1766年,德國科學家提丟斯發現,如果寫下這樣一串數字:0,3,6,12,24,48,將其加上4,然後除以10,就得到了0.4,0.7,1.0,1.6,2.8,5.2,10.0。如果用日地間距離(即天文單位)爲計算單位,那麼這個數組中除了2.8以外,其餘都十分接近當時已知的行星同太陽的距離:0.387(水星)、0.732(金星)、1.000(地球)、1.520(火星)、5.20(木星)、9.54(土星)。1772年,德國天文學家波得再次介紹了這一規律,這一規律於是被稱爲「提丟斯—波得定則」。

  提丟斯—波得定則發現以後,很多天文學家相信,在火星與木星之間,與太陽距離2.8天文單位的地方,應該有一顆未被發現的行星。於是紛紛把望遠鏡對準了那片區域。1801年,義大利天文學家皮亞齊在距太陽2.77天文單位的軌道上發現了穀神星,符合提丟斯—波得定則,但它的直徑還不到1000千米,和已知的大行星相去甚遠。

  1802年和1807年,德國天文學家奧伯斯又在穀神星的軌道附近發現了智神星和竈神星,1804年,德國天文學家哈丁在距太陽2.67天文單位處發現了婚神星。其後在這個區域發現的小行星越來越多。1868年達到100顆,1879年達到200顆,1890年達到287顆……今天在這個區域中觀測到的小行星已經數以十萬計。絕大部分小行星的直徑小於1千米,它們大多集中在距太陽2.1~3.5天文單位的地方,這個區域也被稱爲小行星主帶。在這個區域內的小行星數量,可能占太陽系所有小行星的98%以上。

  小行星主帶補上了提丟斯—波得定則中所「空缺」的那個軌道,因此有些天文學家認爲小行星是原來運行於這個軌道上的一顆大行星碎裂而成的。但是小行星主帶中所有小行星的質量加起來也沒有月球的質量大,而且如果是碎裂形成的,那么小行星的軌道應該能相交在碎裂點上,但事實上小行星的軌道相差很大;另外,不同小行星的化學成分也相差很大,這是「大行星碎裂說」難以解釋的。

  近幾十年來,當科學家們能夠用計算機數值模型來模擬太陽系的演化過程時,另一種假說得到了更多人的承認。那就是「邊角料」模型,即小行星是太陽系形成初期的行星盤的殘留物。這個模型認爲,太陽系形成之初,有一個由塵埃和氣體組成的行星盤。盤中的塵埃不斷碰撞、形成了較大的星子,星子又在碰撞中不斷合併,變得越來越大。大的星子容易吸積周圍的物質,就會變得更大,太陽系的大行星就是這麼形成的。但是在小行星主帶上的星子卻很不幸,因爲它邊上先形成了一顆質量巨大的木星。當木星的公轉周期與小行星主帶中的星子的公轉周期之比爲一些特定的數值時,便會產生「軌道共振」現象。星子或小行星和木星產生軌道共振的話,它的軌道就會受到強烈的擾動。而且太陽系歷史上還曾出現過木星和土星這兩個巨大行星共同產生的「超級軌道共振」。這些大行星的引力作用會把小行星主帶中的星子往各個方向拋射開去,因此那裡的星子就無法像其他行星一樣不斷長大。所以這些「邊角料」就一直以原始的形態殘留在小行星主帶中了。