ภาพถ่ายดาวเคราะห์น้อยที่เคยสำรวจเพื่อแสดงความแตกต่างของพวกมัน: (แถวบน) 433 Erosและ243 Idaพร้อมดวงจันทร์Dactyl (แถวล่าง) 1 Ceresและ101955 Bennuขนาด ในภาพไม่ตรงตามสัดส่วนจริง

ดาวเคราะห์ น้อย เป็นดาวเคราะห์ขนาดเล็กซึ่งเป็นวัตถุที่มีขนาดใหญ่กว่าอุกกาบาต (ดังนั้นจึงมีขนาด 1 เมตรขึ้นไป) ที่ไม่ใช่ทั้งดาวเคราะห์หรือดาวหาง ที่ระบุได้ ซึ่งโคจรอยู่ภายในระบบสุริยะชั้นในหรือโคจรร่วมกับดาวพฤหัสบดี ( ดาวเคราะห์น้อยโทรจัน ) ดาวเคราะห์น้อยเป็นวัตถุที่เป็นหิน โลหะ หรือน้ำแข็งที่ไม่มีชั้นบรรยากาศ และโดยทั่วไปแล้วจะแบ่งออกเป็นประเภท C ( คาร์บอน ) ประเภท M ( โลหะ ) หรือประเภท S ( ซิลิกา ) ^{[ 1 ]}ขนาดและรูปร่างของดาวเคราะห์น้อยแตกต่างกันอย่างมาก ตั้งแต่กองเศษหินขนาดเล็กที่มีขนาดไม่ถึงหนึ่งกิโลเมตรไปจนถึงเซเรส ซึ่งเป็นดาวเคราะห์แคระที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางเกือบ 1,000 กิโลเมตร วัตถุจะถูกจัดประเภทเป็นดาวหางไม่ใช่ดาวเคราะห์น้อย หากมันแสดงโคมา (หาง) เมื่อได้รับความร้อนจากรังสีของดวงอาทิตย์ แม้ว่าการสังเกตการณ์ล่าสุดจะชี้ให้เห็นถึงความต่อเนื่องระหว่างวัตถุประเภทเหล่านี้ก็ตาม^{[ 2 ] [ 3 ]}

จากดาวเคราะห์น้อยที่รู้จักกันประมาณหนึ่งล้านดวง^{[ 4 ]} ดาวเคราะห์ น้อยจำนวนมากที่สุดตั้งอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี ห่างจาก ดวงอาทิตย์ประมาณ 2 ถึง 4 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) ในบริเวณที่เรียกว่าแถบดาวเคราะห์ น้อยหลัก มวลรวมของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดรวมกันมีเพียง 3% ของดวงจันทร์ของโลกดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ในแถบหลักโคจรเป็นวงรีเล็กน้อยอย่างเสถียร หมุนไปในทิศทางเดียวกับโลก และใช้เวลาสามถึงหกปีใน การโคจรรอบดวงอาทิตย์ครบหนึ่ง รอบ ^{[ 5 ]}

มีการสังเกตการณ์ดาวเคราะห์น้อยจากโลกมาตั้งแต่การค้นพบในปี 1801 การสังเกตการณ์ดาวเคราะห์น้อยในระยะใกล้ครั้งแรกเกิดขึ้นโดยยานอวกาศกาลิเลโอ ต่อมา NASAและJAXAได้ส่งภารกิจเฉพาะไปสำรวจดาวเคราะห์น้อยหลายภารกิจและยังมีแผนสำหรับภารกิจอื่นๆ อีก ยานNEAR Shoemaker ของ NASA ศึกษาดาวเคราะห์น้อยอี รอส และ ยาน Dawnสังเกตการณ์ดาวเคราะห์น้อยเวสตาและเซเรส ภารกิจ HayabusaและHayabusa2ของ JAXA ศึกษาและนำตัวอย่างจาก ดาวเคราะห์น้อย อิโตคาวะและริวกุ กลับมายังโลก ตามลำดับ ยานOSIRIS-RExศึกษาดาวเคราะห์น้อยเบนนูโดยเก็บตัวอย่างในปี 2020 และนำกลับมายังโลกในปี 2023 ยาน Lucy ของ NASA ซึ่งปล่อยในปี 2021 มีภารกิจในการศึกษาดาวเคราะห์น้อยที่แตกต่างกันสิบดวง โดยสองดวงมาจากแถบดาวเคราะห์น้อยหลักและแปดดวง เป็นดาวเคราะห์น้อยโทร จันของดาวพฤหัสบดีการทดสอบการเบี่ยงเบนดาวเคราะห์น้อยคู่ (DART) ของ NASA ซึ่งเปิดตัวในปี 2021 ได้ถูกทำให้ชนกับดาวเคราะห์น้อยDimorphos ที่ไม่เป็นอันตราย โดยเจตนาในเดือนกันยายน 2022 เพื่อทดสอบ เทคโนโลยี การป้องกันดาวเคราะห์ ยานอวกาศ Psycheของ NASA ซึ่งเปิดตัวในเดือนตุลาคม 2023 มีเป้าหมายเพื่อศึกษาดาวเคราะห์น้อยโลหะPsyche ยานอวกาศHeraของ ESA ซึ่งเปิดตัวในเดือนตุลาคม 2024 มีจุดประสงค์เพื่อศึกษาผลลัพธ์ของการชนของ DART ยาน อวกาศ Tianwen-2 ของ CNSA เปิดตัวในเดือนพฤษภาคม 2025 ^{[ 6 ]}เพื่อสำรวจ ดาวเคราะห์ น้อยใกล้โลก469219 Kamoʻoalewaและดาวเคราะห์น้อยที่มีกิจกรรม311P/PanSTARRSและเก็บตัวอย่างดินบนดาวเคราะห์น้อย Kamoʻoalewa ^{[ 7 ]}

ดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกมีศักยภาพที่จะก่อให้เกิดผลร้ายแรงหากพุ่งชนโลก ตัวอย่างที่เห็นได้ชัดคือการชนของดาวเคราะห์น้อยชิคซูลูบซึ่งเชื่อกันอย่างกว้างขวางว่าเป็นสาเหตุของการสูญพันธุ์ครั้งใหญ่ในยุคครีเทเชียส-พาลีโอจีน

ภาพประกอบที่แสดงขนาดเท่ากันของดาวเคราะห์น้อยที่ถ่ายภาพด้วยความละเอียดสูงก่อนปี 2012 เรียงจากใหญ่ที่สุดไปเล็กที่สุด ได้แก่4 Vesta , 21 Lutetia , 253 Mathilde , 243 Idaและดวงจันทร์Dactyl , 433 Eros , 951 Gaspra , 2867 Šteinsและ25143 Itokawa

เวสต้า (ซ้าย) โดยมีเซเรส (กลาง) และดวงจันทร์ (ขวา) แสดงตามสัดส่วนจริง

ในปี พ.ศ. 2549 สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) ได้นำเสนอคำศัพท์ที่นิยมใช้ในปัจจุบันว่า " วัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะ"ซึ่งหมายถึงวัตถุในระบบสุริยะที่ไม่ใช่ทั้งดาวเคราะห์ดาวเคราะห์แคระหรือ ดาวบริวาร ซึ่งรวมถึงดาวเคราะห์น้อย ดาวหาง เซนทอร์โทรจันและวัตถุที่อยู่เลยเนปจูนออกไป [ ^{8 ] ตาม}ที่ IAU ระบุไว้ว่า "คำว่า 'ดาวเคราะห์น้อย' อาจยังคงใช้ได้ แต่โดยทั่วไปแล้ว คำว่า 'วัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะ' จะเป็นที่นิยมมากกว่า" ^{[ 9 ]}

ในอดีต ดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่ถูกค้นพบคือเซเรสซึ่งในตอนแรกถูกพิจารณาว่าเป็นดาวเคราะห์ดวงใหม่^{[ a ]}ต่อมามีการค้นพบวัตถุที่คล้ายคลึงกันอื่นๆ ซึ่งด้วยอุปกรณ์ในสมัยนั้น ปรากฏให้เห็นเป็นจุดแสงคล้ายดาวฤกษ์ โดยแสดงให้เห็นจานดาวเคราะห์เพียงเล็กน้อยหรือไม่ปรากฏเลย แม้ว่าจะสามารถแยกแยะออกจากดาวฤกษ์ได้อย่างง่ายดายเนื่องจากการเคลื่อนที่ที่ปรากฏ สิ่งนี้กระตุ้นให้นักดาราศาสตร์ เซอร์วิลเลียม เฮอร์เชลเสนอคำว่าดาวเคราะห์น้อย^{[ b ]}ซึ่งบัญญัติขึ้นในภาษากรีกว่า ἀστεροειδής หรือasteroeidēsซึ่งหมายถึง 'คล้ายดาวฤกษ์ รูปร่างดาวฤกษ์' และมาจากภาษากรีกโบราณἀστήρ astēr 'ดาวฤกษ์ ดาวเคราะห์' ในช่วงต้นครึ่งหลังของศตวรรษที่ 19 คำว่าดาวเคราะห์น้อยและดาวเคราะห์ (ไม่ได้ระบุคุณสมบัติว่าเป็น "ขนาดเล็ก" เสมอไป) ยังคงใช้แทนกันได้^{[ c ]}

ตามธรรมเนียมแล้ว วัตถุขนาดเล็กที่โคจรรอบดวงอาทิตย์จะถูกจัดประเภทเป็นดาวหางดาวเคราะห์น้อย หรืออุกกาบาตโดยวัตถุใดๆ ที่มีขนาดเล็กกว่าหนึ่งเมตรจะถูกเรียกว่าอุกกาบาต คำว่าดาวเคราะห์น้อย ซึ่งไม่เคยมีการกำหนดอย่างเป็นทางการ^{[ 14 ]}สามารถใช้ในความหมายอย่างไม่เป็นทางการว่า "วัตถุหินรูปร่างไม่สม่ำเสมอที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ซึ่งไม่เข้าข่ายเป็นดาวเคราะห์หรือดาวเคราะห์แคระตามคำจำกัดความของ IAU" ^{[ 15 ]}ความแตกต่างหลักระหว่างดาวเคราะห์น้อยและดาวหางคือ ดาวหางจะมีโคมา (หาง) เนื่องจากการระเหิดของน้ำแข็งใกล้พื้นผิวโดยรังสีจากดวงอาทิตย์ วัตถุบางชิ้นถูกจัดประเภทเป็นดาวเคราะห์น้อยในตอนแรก แต่ต่อมาแสดงหลักฐานของกิจกรรมดาวหาง ในทางกลับกัน ดาวหางบางดวง (อาจจะทั้งหมด) ในที่สุดก็จะหมดน้ำแข็งระเหย บนพื้นผิว และกลายเป็นเหมือนดาวเคราะห์น้อย ความแตกต่างอีกประการหนึ่งคือ ดาวหางมักจะมีวงโคจรที่เยื้องศูนย์มากกว่าดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ ดาวเคราะห์น้อยที่มีวงโคจรเยื้องศูนย์สูงอาจเป็นดาวหางที่สงบหรือดับไปแล้ว^{[ 16 ]}

ดาวเคราะห์น้อยที่อยู่นอกวงโคจรของดาวพฤหัสบดีบางครั้งก็ถูกเรียกว่า "ดาวเคราะห์น้อย" โดยเฉพาะในการนำเสนอที่เป็นที่นิยม^{[ d ]}อย่างไรก็ตาม คำว่าดาวเคราะห์น้อยกำลังเป็นที่นิยมมากขึ้นเรื่อยๆ โดยมักจะจำกัดไว้เฉพาะดาวเคราะห์น้อยในระบบสุริยะชั้นใน^{[ 18 ]}ดังนั้น บทความนี้จะจำกัดตัวเองไว้ส่วนใหญ่เฉพาะดาวเคราะห์น้อยแบบคลาสสิก ได้แก่ วัตถุในแถบดาวเคราะห์น้อยดาวเคราะห์น้อยโทรจันของดาวพฤหัสบดีและวัตถุ ใกล้โลก

เกือบสองศตวรรษหลังจากที่ค้นพบเซเรสในปี 1801 ดาวเคราะห์น้อยที่รู้จักทั้งหมดใช้เวลาส่วนใหญ่อยู่ในวงโคจรของดาวพฤหัสบดีหรือภายในวงโคจรนั้น แม้ว่าบางดวง เช่น944 ฮิดัลโกจะโคจรออกไปไกลกว่านั้นในบางช่วงของวงโคจรก็ตาม เริ่มตั้งแต่ปี 1977 ด้วยการค้นพบ 2060 ไครอนนักดาราศาสตร์ได้ค้นพบวัตถุขนาดเล็กที่อยู่ไกลออกไปจากดาวพฤหัสบดีอย่างถาวร ซึ่งปัจจุบันเรียกว่าเซนทอร์ในปี 1992 มีการค้นพบ 15760 อัลเบียน ซึ่งเป็นวัตถุชิ้นแรกที่อยู่นอกวงโคจรของดาวเนปจูน (นอกเหนือจากดาวพลูโต ) ในไม่ช้าก็มีการสังเกตพบวัตถุที่คล้ายกันจำนวนมาก ซึ่งปัจจุบันเรียกว่าวัตถุเหนือดาวเนปจูน ไกลออกไปอีกคือวัตถุในแถบไคเปอร์วัตถุในจานกระจัดกระจาย และ เมฆออร์ตที่อยู่ไกลออกไปมากซึ่งสันนิษฐานว่าเป็นแหล่งกักเก็บหลักของดาวหางที่สงบนิ่ง พวกมันอาศัยอยู่ในบริเวณที่หนาวเย็นที่สุดของระบบสุริยะ ซึ่งน้ำแข็งยังคงแข็งตัวและวัตถุคล้ายดาวหางแสดงกิจกรรมของดาวหางน้อยมาก หากเซนทอร์หรือวัตถุที่อยู่เลยวงโคจรของดาวเนปจูนโคจรเข้ามาใกล้ดวงอาทิตย์ น้ำแข็งที่ระเหยง่ายของพวกมันจะระเหิดและวิธีการจำแนกแบบดั้งเดิมจะจัดให้พวกมันเป็นดาวหาง

วัตถุในแถบไคเปอร์ถูกเรียกว่า "วัตถุ" ส่วนหนึ่งเพื่อหลีกเลี่ยงความจำเป็นในการจัดประเภทเป็นดาวเคราะห์น้อยหรือดาวหาง^{[ 18 ]}เชื่อกันว่าองค์ประกอบส่วนใหญ่มีลักษณะคล้ายดาวหาง แม้ว่าบางส่วนอาจคล้ายกับดาวเคราะห์น้อยมากกว่า^{[ 19 ]}ส่วนใหญ่ไม่มีวงโคจรที่เยื้องศูนย์สูงซึ่งเกี่ยวข้องกับดาวหาง และวัตถุที่ค้นพบจนถึงขณะนี้มีขนาดใหญ่กว่านิวเคลียสของดาวหาง แบบดั้งเดิม การสังเกตการณ์ล่าสุดอื่นๆ เช่น การวิเคราะห์ฝุ่นดาวหางที่เก็บรวบรวมโดยยาน สำรวจ สตาร์ดัสต์ ทำให้ความแตกต่างระหว่างดาวหางและดาวเคราะห์น้อยเบลอลงเรื่อยๆ^{[ 2 ]}ซึ่งชี้ให้เห็นถึง "ความต่อเนื่องระหว่างดาวเคราะห์น้อยและดาวหาง" มากกว่าเส้นแบ่งที่ชัดเจน^{[ 3 ]}

ในปี 2549 IAU ได้สร้างชั้นของดาวเคราะห์แคระสำหรับดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุด ซึ่งก็คือดาวเคราะห์น้อยที่มีมวลมากพอที่จะมีรูปร่างเป็นทรงรีภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง มีเพียงวัตถุที่ใหญ่ที่สุดในแถบดาวเคราะห์น้อยเท่านั้นที่ถูกจัดอยู่ในประเภทนี้ คือเซเรสซึ่งมีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 975 กิโลเมตร (606 ไมล์) ^{[ 20 ] [ 21 ]} ดาวเคราะห์น้อยถูกแยกออกจากแนวคิดของดาวเคราะห์น้อยโดยการอธิบายว่าเป็น ดาวเคราะห์น้อย ที่ไม่แยกประเภทและดาวเคราะห์น้อยที่แยกประเภท แล้ว ตามลำดับ เช่นเดียวกับดาวเคราะห์แคระ^{[ 22 ]}

แม้จะมีจำนวนมาก แต่ดาวเคราะห์น้อยก็เพิ่งถูกค้นพบเมื่อไม่นานมานี้ โดยดาวเคราะห์น้อยดวงแรก—เซเรส—ถูกค้นพบในปี ค.ศ. 1801 เท่านั้น^{[ 23 ]} มี เพียงดาวเคราะห์น้อยดวงเดียวคือ4 เวสตาซึ่งมีพื้นผิวสะท้อนแสง ค่อนข้าง สูง จึงมักมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในท้องฟ้ามืดเมื่ออยู่ในตำแหน่งที่เหมาะสม นานๆ ครั้ง ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กที่โคจรผ่านใกล้โลกอาจมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าในช่วงเวลาสั้นๆ^{[ 24 ]}ณ เดือนพฤษภาคม ค.ศ. 2025 ศูนย์ดาวเคราะห์น้อยมีข้อมูลเกี่ยวกับดาวเคราะห์น้อย 1,460,356 ดวงในระบบสุริยะชั้นในและชั้นนอก ซึ่งประมาณ 826,864 ดวงมีข้อมูลเพียงพอที่จะกำหนดหมายเลขให้ได้^{[ 25 ]}

ในปี ค.ศ. 1772 โยฮันน์ เอเลิร์ต โบเด นักดาราศาสตร์ชาวเยอรมัน อ้างถึงโยฮันน์ ดาเนียล ทิเทียสได้ตีพิมพ์ลำดับตัวเลขที่รู้จักกันในชื่อกฎทิเทียส-โบเด (ซึ่งปัจจุบันไม่น่าเชื่อถือแล้ว) ยกเว้นช่องว่างที่อธิบายไม่ได้ระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี สูตรของโบเดดูเหมือนจะทำนายวงโคจรของดาวเคราะห์ที่รู้จัก^{[ 26 ] [ 27 ]}เขาเขียนคำอธิบายต่อไปนี้สำหรับการมีอยู่ของ "ดาวเคราะห์ที่หายไป":

ประเด็นหลังนี้ดูเหมือนจะสอดคล้องกับความสัมพันธ์อันน่าทึ่งที่ดาวเคราะห์ทั้งหกดวงที่รู้จักกันสังเกตได้จากระยะห่างจากดวงอาทิตย์ สมมติว่าระยะห่างจากดวงอาทิตย์ถึงดาวเสาร์เป็น 100 แล้วดาวพุธจะอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 4 ส่วน ดาวศุกร์อยู่ห่าง 4 + 3 = 7 โลกอยู่ห่าง 4 + 6 = 10 ดาวอังคารอยู่ห่าง 4 + 12 = 16 ตอนนี้มีช่องว่างในลำดับที่เป็นระเบียบนี้ หลังจากดาวอังคารจะมีช่องว่าง 4 + 24 = 28 ส่วน ซึ่งยังไม่มีดาวเคราะห์ดวงใดปรากฏให้เห็น เราจะเชื่อได้หรือไม่ว่าผู้สร้างจักรวาลได้ทิ้งช่องว่างนี้ไว้ว่างเปล่า? แน่นอนว่าไม่ จากตรงนี้เรามาถึงระยะห่างของดาวพฤหัสบดีที่ 4 + 48 = 52 ส่วน และสุดท้ายคือระยะห่างของดาวเสาร์ที่ 4 + 96 = 100 ส่วน^{[ 28 ]}

สูตรของโบเดทำนายว่าจะมีดาวเคราะห์ดวงอื่นถูกค้นพบโดยมีรัศมีวงโคจรใกล้ 2.8 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) หรือ 420 ล้านกิโลเมตรจากดวงอาทิตย์^{[ 27 ]}กฎของไทเทียส-โบเดได้รับการสนับสนุนจาก การค้นพบ ยูเรนัสของวิลเลียม เฮอร์เชลซึ่งอยู่ใกล้กับระยะทางที่คาดการณ์ไว้สำหรับดาวเคราะห์ที่อยู่เลยดาวเสาร์^{[ 26 ]}ในปี ค.ศ. 1800 กลุ่มที่นำโดยฟรานซ์ ซาเวียร์ ฟอน แซคบรรณาธิการวารสารดาราศาสตร์เยอรมันMonatliche Correspondenz (จดหมายโต้ตอบรายเดือน) ได้ส่งคำขอไปยังนักดาราศาสตร์ผู้มีประสบการณ์ 24 คน (ซึ่งเขาเรียกว่า " ตำรวจท้องฟ้า ") ^{[ 27 ]}ขอให้พวกเขาร่วมมือกันและเริ่มการค้นหาดาวเคราะห์ที่คาดว่าจะพบอย่างเป็นระบบ^{[ 27 ]}แม้ว่าพวกเขาจะไม่ได้ค้นพบเซเรส แต่ต่อมาพวกเขาก็พบดาวเคราะห์น้อย2 Pallas , 3 Junoและ4 Vesta ^{[ 27 ]}

หนึ่งในนักดาราศาสตร์ที่ได้รับเลือกให้เข้าร่วมการค้นหาคือจูเซปเป ปิอาซซีนักบวชคาทอลิกแห่งสถาบันปาแลร์โม ซิซิลี ก่อนที่จะได้รับคำเชิญให้เข้าร่วมกลุ่ม ปิอาซซีได้ค้นพบเซเรสเมื่อวันที่ 1 มกราคม ค.ศ. 1801 ^{[ 29 ]}เขากำลังค้นหา "ดาวดวงที่ 87 ของแคตตาล็อกดาวจักรราศีของมิสเตอร์ลา ไคย์ " ^{[ 26 ]}แต่พบว่า "มีดาวดวงอื่นนำหน้า" ^{[ 26 ]}แทนที่จะเป็นดาว ปิอาซซีกลับพบวัตถุคล้ายดาวที่เคลื่อนที่ ซึ่งในตอนแรกเขาคิดว่าเป็นดาวหาง: ^{[ 30 ]}

แสงนั้นค่อนข้างจางและมีสีเหมือนดาวพฤหัสบดีแต่คล้ายกับแสงอื่นๆ อีกหลายดวงซึ่งโดยทั่วไปถือว่ามีความสว่างระดับที่แปด ดังนั้นฉันจึงไม่สงสัยเลยว่ามันไม่ใช่ดาวฤกษ์ [...] ในช่วงเย็นของวันที่สาม ความสงสัยของฉันก็กลายเป็นความแน่นอน เมื่อได้รับการยืนยันว่ามันไม่ใช่ดาวฤกษ์ อย่างไรก็ตาม ก่อนที่ฉันจะบอกให้คนอื่นรู้ ฉันรอจนถึงเย็นของวันที่สี่ เมื่อฉันรู้สึกพอใจที่ได้เห็นว่ามันเคลื่อนที่ด้วยอัตราเดียวกับในวันก่อนๆ^{[ 26 ]}

Piazzi สังเกตการณ์ Ceres ทั้งหมด 24 ครั้ง ครั้งสุดท้ายเมื่อวันที่ 11 กุมภาพันธ์ ค.ศ. 1801 ซึ่งอาการป่วยทำให้การทำงานของเขาต้องหยุดชะงัก เขาประกาศการค้นพบของเขาเมื่อวันที่ 24 มกราคม ค.ศ. 1801 ในจดหมายถึงนักดาราศาสตร์เพียงสองคนเท่านั้น คือBarnaba Oriani เพื่อนร่วมชาติของเขา จากมิลาน และ Bode ในเบอร์ลิน^{[ 23 ]}เขารายงานว่าเป็นดาวหาง แต่ "เนื่องจากการเคลื่อนที่ของมันช้าและค่อนข้างสม่ำเสมอ ทำให้ผมคิดหลายครั้งว่ามันอาจเป็นอะไรที่ดีกว่าดาวหาง" ^{[ 26 ]}ในเดือนเมษายน Piazzi ส่งข้อมูลการสังเกตการณ์ทั้งหมดของเขาไปยัง Oriani, Bode และJérôme Lalande นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศส ข้อมูลดังกล่าวได้รับการตีพิมพ์ในฉบับเดือนกันยายน ค.ศ. 1801 ของMonatliche Correspondenz ^{[ 30 ]}

ในเวลานี้ ตำแหน่งที่ปรากฏของเซเรสได้เปลี่ยนไป (ส่วนใหญ่เกิดจากการเคลื่อนที่ของโลกรอบดวงอาทิตย์) และอยู่ใกล้กับแสงจ้าของดวงอาทิตย์มากเกินไปจนนักดาราศาสตร์คนอื่นๆ ไม่สามารถยืนยันการสังเกตการณ์ของ Piazzi ได้ ในช่วงปลายปี เซเรสควรจะมองเห็นได้อีกครั้ง แต่หลังจากเวลาผ่านไปนานขนาดนี้ การคาดการณ์ตำแหน่งที่แน่นอนจึงเป็นเรื่องยาก เพื่อที่จะค้นหาเซเรส นักคณิตศาสตร์Carl Friedrich Gaussซึ่งขณะนั้นอายุ 24 ปี ได้พัฒนา วิธี การกำหนดวงโคจรที่มีประสิทธิภาพ^{[ 30 ]}ในอีกไม่กี่สัปดาห์ต่อมา เขาได้คาดการณ์เส้นทางของเซเรสและส่งผลลัพธ์ของเขาไปยัง von Zach ในวันที่ 31 ธันวาคม พ.ศ. 2344 von Zach และHeinrich WM Olbers ตำรวจท้องฟ้าเพื่อนร่วมงาน ได้ พบเซเรสใกล้กับตำแหน่งที่คาดการณ์ไว้และจึงสามารถค้นหาเซเรสได้สำเร็จ^{[ 30 ]}ที่ระยะ 2.8 AU จากดวงอาทิตย์ เซเรสดูเหมือนจะสอดคล้องกับกฎของ Titius–Bode อย่างสมบูรณ์แบบ อย่างไรก็ตาม เมื่อเนปจูนถูกค้นพบในปี พ.ศ. 2389 พบว่าอยู่ใกล้กว่าที่คาดการณ์ไว้ 8 AU ทำให้เหล่านักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่สรุปว่ากฎดังกล่าวเป็นเรื่องบังเอิญ^{[ 31 ]}ปิอาซซีตั้งชื่อวัตถุที่เพิ่งค้นพบนี้ว่าเซเรส เฟอร์ดินานเดีย "เพื่อเป็นเกียรติแก่เทพีผู้พิทักษ์แห่งซิซิลีและกษัตริย์เฟอร์ดินานด์แห่งบูร์บง " ^{[ 28 ]}

กลุ่มของฟอน แซค ค้นพบดาวเคราะห์น้อยอีก 3 ดวง ( 2 Pallas , 3 Junoและ4 Vesta ) ในอีกไม่กี่ปีต่อมา โดยพบ Vesta ในปี 1807 ^{[ 27 ]}ไม่มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงใหม่จนกระทั่งปี 1845 นักดาราศาสตร์สมัครเล่นคาร์ล ลุดวิก เฮนเคเริ่มค้นหาดาวเคราะห์น้อยดวงใหม่ในปี 1830 และอีก 15 ปีต่อมา ขณะที่กำลังค้นหา Vesta เขาได้พบดาวเคราะห์น้อยที่ต่อมาได้รับการตั้งชื่อว่า5 Astraeaนับเป็นการค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงใหม่ครั้งแรกในรอบ 38 ปีคาร์ล ฟรีดริช เกาส์ได้รับเกียรติให้ตั้งชื่อดาวเคราะห์น้อยดวงนี้ หลังจากนั้น นักดาราศาสตร์คนอื่นๆ ก็เข้าร่วมด้วย มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อย 15 ดวงภายในสิ้นปี พ.ศ. 2394 ในปี พ.ศ. 2311 เมื่อเจมส์ เครก วัตสันค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงที่ 100 สถาบันวิทยาศาสตร์แห่งฝรั่งเศสได้สลักรูปใบหน้าของคาร์ล ธีโอดอร์ โรเบิร์ต ลูเธอร์ จอห์น รัสเซลล์ ฮินด์และเฮอร์มันน์ โกลด์ชมิดท์ซึ่งเป็นนักล่าดาวเคราะห์น้อยที่ประสบความสำเร็จมากที่สุดสามคนในเวลานั้น ลงบนเหรียญที่ระลึกเพื่อเป็นการระลึกถึงเหตุการณ์นี้^{[ 32 ]}

ในปี พ.ศ. 2434 แม็กซ์ วูล์ฟเป็นผู้บุกเบิกการใช้การถ่ายภาพดาราศาสตร์เพื่อตรวจจับดาวเคราะห์น้อย ซึ่งปรากฏเป็นเส้นสั้นๆ บนแผ่นฟิล์มถ่ายภาพที่มีการเปิดรับแสงนาน^{[ 32 ]}วิธีนี้ช่วยเพิ่มอัตราการตรวจจับอย่างมากเมื่อเทียบกับวิธีการมองเห็นแบบเดิม วูล์ฟเพียงคนเดียวค้นพบดาวเคราะห์น้อย 248 ดวง เริ่มต้นด้วย323 Brucia [ ^{33 ] ในขณะที่ก่อนหน้า นั้น}มีการค้นพบเพียงเล็กน้อยกว่า 300 ดวงเท่านั้น เป็นที่ทราบกันว่ามีดาวเคราะห์น้อยอีกมากมาย แต่บรรดานักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่ไม่ได้สนใจพวกมัน บางคนเรียกพวกมันว่า "สัตว์รบกวนบนท้องฟ้า" ^{[ 34 ]}ซึ่งเป็นวลีที่กล่าวกันว่ามาจากเอ็ดเวิร์ด ซูส^{[ 35 ]}และเอ็ดมันด์ ไวส์ [ ^{36 ] แม้}กระทั่งหนึ่งศตวรรษต่อมา ก็มีการระบุหมายเลขและตั้งชื่อดาวเคราะห์น้อยเพียงไม่กี่พันดวงเท่านั้น

ในอดีต การค้นพบดาวเคราะห์น้อยนั้นต้องอาศัยกระบวนการสี่ขั้นตอน ขั้นแรก ถ่ายภาพบริเวณท้องฟ้า ด้วย กล้องโทรทรรศน์แบบมุมกว้างหรือแอสโทรกราฟโดยจะถ่ายภาพเป็นคู่ๆ โดยทั่วไปห่างกันหนึ่งชั่วโมง สามารถถ่ายภาพเป็นคู่ๆ ได้หลายวัน ขั้นที่สอง นำฟิล์มหรือแผ่นภาพ สองแผ่น ของบริเวณเดียวกันมาดูด้วยกล้องสเตอริโอสโคปวัตถุที่โคจรรอบดวงอาทิตย์จะเคลื่อนที่เล็กน้อยระหว่างฟิล์มทั้งสองแผ่น เมื่อดูด้วยกล้องสเตอริโอสโคป ภาพของวัตถุจะดูเหมือนลอยอยู่เหนือพื้นหลังของดวงดาวเล็กน้อย ขั้นที่สาม เมื่อระบุวัตถุที่เคลื่อนที่ได้แล้ว จะวัดตำแหน่งของวัตถุนั้นอย่างแม่นยำโดยใช้กล้องจุลทรรศน์แบบดิจิทัล โดยจะวัดตำแหน่งเทียบกับตำแหน่งของดาวที่ทราบ^{[ 37 ]}

สามขั้นตอนแรกนี้ไม่ได้ถือเป็นการค้นพบดาวเคราะห์น้อย: ผู้สังเกตการณ์พบเพียงการปรากฏตัว ซึ่งจะได้รับการกำหนดชื่อชั่วคราวโดยประกอบด้วยปีที่ค้นพบ ตัวอักษรที่แสดงถึงครึ่งเดือนของการค้นพบ และสุดท้ายคือตัวอักษรและตัวเลขที่ระบุลำดับหมายเลขของการค้นพบ (ตัวอย่าง: 1998 FJ ₇₄ ) ขั้นตอนสุดท้ายคือการส่งตำแหน่งและเวลาของการสังเกตการณ์ไปยังศูนย์ดาวเคราะห์น้อยซึ่งโปรแกรมคอมพิวเตอร์จะพิจารณาว่าการปรากฏตัวนั้นเชื่อมโยงกับการปรากฏตัวก่อนหน้านี้ในวงโคจรเดียวกันหรือไม่ หากเป็นเช่นนั้น วัตถุจะได้รับหมายเลขแคตตาล็อก และผู้สังเกตการณ์การปรากฏตัวครั้งแรกที่มีวงโคจรที่คำนวณได้จะได้รับการประกาศให้เป็นผู้ค้นพบ และได้รับเกียรติในการตั้งชื่อวัตถุโดยต้องได้รับการอนุมัติจาก^{สหพันธ์}ดาราศาสตร์สากล [ ^{38 ]}

ในปี ค.ศ. 1851 สมาคมดาราศาสตร์หลวงได้ตัดสินใจว่ามีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยในอัตราที่รวดเร็วมาก จึงจำเป็นต้องมีระบบใหม่ในการจัดหมวดหมู่หรือตั้งชื่อดาวเคราะห์น้อย ในปี ค.ศ. 1852 เมื่อเดอ กัสปาริสค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงที่ 20 เบน จามิน วาลซ์จึงตั้งชื่อและหมายเลขกำกับลำดับการค้นพบดาวเคราะห์น้อยดวงนี้ว่า20 มาสซาเลีย (20 Massalia ) บางครั้งดาวเคราะห์น้อยถูกค้นพบแล้วก็ไม่พบเห็นอีกเลย ดังนั้น ตั้งแต่ปี ค.ศ. 1892 เป็นต้นมา ดาวเคราะห์น้อยดวงใหม่จึงถูกจัดเรียงตามปีและตัวอักษรตัวใหญ่ที่แสดงลำดับการคำนวณและบันทึกวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยในปีนั้นๆ ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์น้อยสองดวงแรกที่ค้นพบในปี ค.ศ. 1892 ได้รับการตั้งชื่อว่า 1892A และ 1892B อย่างไรก็ตาม ตัวอักษรในภาษาอังกฤษไม่เพียงพอสำหรับดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดที่ค้นพบในปี ค.ศ. 1893 ดังนั้น 1893Z จึงตามมาด้วย 1893AA มีการทดลองใช้รูปแบบต่างๆ ของวิธีการเหล่านี้ รวมถึงการกำหนดที่ประกอบด้วยปีบวกกับอักษรกรีกในปี พ.ศ. 2457 ระบบการกำหนดหมายเลขตามลำดับเวลาแบบง่ายๆ ได้ถูกกำหนดขึ้นในปี พ.ศ. 2468 ^{[ 32 ] [ 39 ]}

ปัจจุบันดาวเคราะห์น้อยที่ค้นพบใหม่ทั้งหมดจะได้รับการกำหนดชื่อชั่วคราว (เช่น2002 AT 4 ) ซึ่งประกอบด้วยปีที่ค้นพบและรหัสตัวอักษรและตัวเลขที่ระบุครึ่งเดือนที่ค้นพบและลำดับภายในครึ่งเดือนนั้น เมื่อวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยได้รับการยืนยันแล้ว จะได้รับหมายเลข และต่อมาอาจได้รับชื่อ (เช่น433 Eros ) ธรรมเนียมการตั้งชื่ออย่างเป็นทางการจะใช้วงเล็บรอบหมายเลข เช่น (433) Eros แต่การละวงเล็บเป็นเรื่องปกติ ในทางไม่เป็นทางการ การละหมายเลขทั้งหมด หรือละหมายเลขหลังจากกล่าวถึงครั้งแรกเมื่อชื่อนั้นถูกกล่าวซ้ำในข้อความก็เป็นเรื่องปกติเช่นกัน^{[ 40 ]}นอกจากนี้ ผู้ค้นพบดาวเคราะห์น้อยยังสามารถเสนอชื่อได้ ภายใต้แนวทางที่กำหนดโดยสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล^{[ 41 ]}

ดาวเคราะห์น้อยกลุ่มแรกที่ถูกค้นพบได้รับการกำหนดสัญลักษณ์เฉพาะเช่นเดียวกับสัญลักษณ์ที่ใช้กำหนดดาวเคราะห์ตามธรรมเนียม ในปี พ.ศ. 2495 มีสัญลักษณ์ดาวเคราะห์น้อยอยู่ 24 แบบ ซึ่งมักมีหลายรูปแบบ^{[ 42 ]}

ในปี ค.ศ. 1851 หลังจากที่ดาวเคราะห์น้อยดวงที่สิบห้า ยูโนเมีย ( Eunomia ) ถูกค้นพบโยฮันน์ ฟรานซ์ เอ็นเคอ (Johann Franz Encke ) ได้ทำการเปลี่ยนแปลงครั้งสำคัญใน หนังสือประจำปีทางดาราศาสตร์ของเบอร์ลิน ( Berliner Astronomisches Jahrbuch หรือ BAJ) ฉบับ ปี ค.ศ. 1854 ที่กำลังจะ ตีพิมพ์ เขาได้นำเอาวงกลม ซึ่งเป็นสัญลักษณ์ดั้งเดิมของดาวฤกษ์ มาใช้เป็นสัญลักษณ์ทั่วไปสำหรับดาวเคราะห์น้อย จากนั้นจึงกำหนดหมายเลขให้กับวงกลมตามลำดับการค้นพบเพื่อระบุถึงดาวเคราะห์น้อยแต่ละดวง นักดาราศาสตร์ได้นำเอาธรรมเนียมการใช้หมายเลขวงกลมนี้มาใช้อย่างรวดเร็ว และดาวเคราะห์น้อยดวงถัดไปที่ถูกค้นพบ ( 16 Psycheในปี ค.ศ. 1852) ก็เป็นดวงแรกที่ได้รับการกำหนดสัญลักษณ์ด้วยวิธีนี้ในขณะที่ถูกค้นพบ อย่างไรก็ตาม Psyche ก็ได้รับสัญลักษณ์เฉพาะอีกดวงหนึ่ง เช่นเดียวกับดาวเคราะห์น้อยอีกหลายดวงที่ถูกค้นพบในช่วงไม่กี่ปีต่อมา20 Massaliaเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่ไม่ได้รับสัญลักษณ์เฉพาะ และไม่มีการสร้างสัญลักษณ์เฉพาะใดๆ ขึ้นอีกหลังจากที่37 Fides ถูกค้นพบในปี ค.ศ. 1855 ^{[ e ] [ 43 ]}

ดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากเป็นเศษซากที่แตกกระจายของดาวเคราะห์ น้อยขนาดเล็ก ซึ่งเป็นวัตถุภายใน เนบิวลาสุริยะของดวงอาทิตย์ในยุคแรกเริ่มที่ไม่เคยเติบโตจนมีขนาดใหญ่พอที่จะกลายเป็นดาวเคราะห์ได้^{[ 44 ]}เชื่อกันว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กในแถบดาวเคราะห์น้อยมีวิวัฒนาการคล้ายกับวัตถุอื่นๆ ในเนบิวลาสุริยะจนกระทั่งดาวพฤหัสบดีเข้าใกล้มวลปัจจุบัน ณ จุดนั้น การกระตุ้นจากเรโซแนนซ์วงโคจรกับดาวพฤหัสบดีได้ขับไล่ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กกว่า 99% ในแถบออกไป การจำลองและความไม่ต่อเนื่องในอัตราการหมุนและคุณสมบัติทางสเปกตรัมชี้ให้เห็นว่าดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่กว่าประมาณ 120 กม. (75 ไมล์) ในเส้นผ่านศูนย์กลางก่อตัวขึ้นในช่วงยุคแรกเริ่มนั้น ในขณะที่วัตถุขนาดเล็กกว่าเป็นเศษชิ้นส่วนจากการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยในช่วงหรือหลังจากการแตกสลายของดาวพฤหัสบดี^{[ 45 ]}เซเรสและเวสตาเติบโตจนมีขนาดใหญ่พอที่จะหลอมเหลวและแยกตัวโดยธาตุโลหะหนักจมลงสู่แกนกลาง เหลือแร่ธาตุหินไว้ในเปลือก^{[ 46 ]}

ในแบบจำลอง Nice วัตถุแถบไคเปอร์จำนวนมากถูกจับไว้ในแถบดาวเคราะห์น้อยด้านนอก ที่ระยะทางมากกว่า 2.6 AU ส่วนใหญ่ถูกดาวพฤหัสบดีขับออกไปในภายหลัง แต่วัตถุที่ยังคงอยู่อาจเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท Dและอาจรวมถึงเซเรสด้วย^{[ 47 ]}

มีการค้นพบกลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่มีพลวัตหลากหลายกลุ่มโคจรอยู่ในระบบสุริยะชั้นใน วงโคจรของพวกมันถูกรบกวนโดยแรงโน้มถ่วงของวัตถุอื่นๆ ในระบบสุริยะและโดยปรากฏการณ์ยาร์คอฟสกีกลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่สำคัญ ได้แก่:

ดาวเคราะห์น้อยที่รู้จักส่วนใหญ่โคจรอยู่ในแถบดาวเคราะห์น้อยระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดีโดยทั่วไปอยู่ใน วงโคจร ที่มีความเยื้องศูนย์ ค่อนข้างต่ำ (กล่าวคือไม่ยาวมากนัก) คาดว่าแถบนี้มีดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่กว่า 1 กิโลเมตร (0.6 ไมล์) ในเส้นผ่านศูนย์กลางอยู่ระหว่าง 1.1 ถึง 1.9 ล้านดวง^{[ 48 ]}และอีกหลายล้านดวงที่มีขนาดเล็กกว่า ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้อาจเป็นเศษซากของจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดและในบริเวณนี้การรวมตัวของดาวเคราะห์น้อยเป็นดาวเคราะห์ในช่วงการก่อตัวของระบบสุริยะถูกขัดขวางโดยการรบกวนแรงโน้มถ่วงขนาดใหญ่จากดาว พฤหัสบดี

ตรงกันข้ามกับภาพที่แพร่หลาย เข็มขัดดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ว่างเปล่า ดาวเคราะห์น้อยกระจายตัวอยู่ทั่วพื้นที่ขนาดใหญ่มากจนการเข้าถึงดาวเคราะห์น้อยโดยไม่เล็งอย่างระมัดระวังเป็นไปได้ยาก อย่างไรก็ตาม ปัจจุบันมีดาวเคราะห์น้อยที่รู้จักอยู่หลายแสนดวง และจำนวนรวมอาจมีตั้งแต่หลายล้านดวงขึ้นไป ขึ้นอยู่กับขนาดขั้นต่ำที่ใช้ ดาวเคราะห์น้อยกว่า 200 ดวงเป็นที่ทราบกันว่ามีขนาดใหญ่กว่า 100 กิโลเมตร^{[ 49 ]}และการสำรวจในช่วงคลื่นอินฟราเรดแสดงให้เห็นว่าเข็มขัดดาวเคราะห์น้อยมีดาวเคราะห์น้อยระหว่าง 700,000 ถึง 1.7 ล้านดวงที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 1 กิโลเมตรขึ้นไป^{[ 50 ]}ค่าความสว่างสัมบูรณ์ของดาวเคราะห์น้อยที่รู้จักส่วนใหญ่อยู่ระหว่าง 11 ถึง 19 โดยค่ามัธยฐานอยู่ที่ประมาณ 16 ^{[ 51 ]}

มวลรวมของแถบดาวเคราะห์น้อยนั้นคาดว่าอยู่ที่ประมาณ2.39 × 10 ²¹กิโลกรัม ซึ่งคิดเป็นเพียง 3% ของมวลของดวงจันทร์ มวลของแถบไคเปอร์และจานกระจายมีขนาดใหญ่กว่าถึง 100 เท่า^{[ 52 ]}วัตถุขนาดใหญ่ที่สุดสี่ชิ้น ได้แก่ เซเรส เวสตา พัลลัส และไฮจีอาคิดเป็นประมาณ 62% ของมวลรวมของแถบ โดยเซเรสเพียงดวงเดียวคิดเป็น 39%

กลุ่มดาวโทรจันเป็นกลุ่มดาวที่โคจรร่วมกับดาวเคราะห์หรือดวงจันทร์ขนาดใหญ่กว่า แต่จะไม่ชนกันเนื่องจากโคจรอยู่ในจุดเสถียรภาพลากรางจ์จุดใดจุดหนึ่งจากสองจุด คือ _L4และ L5 _ซึ่งอยู่ห่างจากวัตถุขนาดใหญ่ไปทางด้านหน้าและด้านหลัง 60°

ในระบบสุริยะ ดาวเคราะห์น้อยโทรจันที่รู้จักส่วนใหญ่จะโคจรรอบดาวพฤหัสบดีโดยแบ่งออกเป็นกลุ่มกรีกที่ L ₄ (อยู่ข้างหน้าดาวพฤหัสบดี) และกลุ่มโทรจันที่ L ₅ (อยู่ข้างหลังดาวพฤหัสบดี) เชื่อกันว่ามีดาวเคราะห์น้อยโทรจันรอบดาวพฤหัสบดีที่มีขนาดใหญ่กว่าหนึ่งกิโลเมตรมากกว่าหนึ่งล้านดวง^{[ 53 ]}ซึ่งปัจจุบันมีการจัดทำเป็นแคตตาล็อกไว้แล้วมากกว่า 7,000 ดวง ในวงโคจรของดาวเคราะห์ดวงอื่น ๆพบ ดาวเคราะห์น้อยโทรจันรอบดาว อังคารเพียง 9 ดวง ดาวเคราะห์น้อยโทรจันรอบดาวเนปจูน 28 ดวง ดาวเคราะห์น้อยโทรจัน รอบดาวยูเรนัส 2 ดวงและดาวเคราะห์น้อยโทรจันรอบโลก 2 ดวง นอกจากนี้ยังพบ ดาวเคราะห์น้อยโทรจันรอบดาวศุกร์ ชั่วคราว อีกด้วย การจำลองเสถียรภาพพลศาสตร์วงโคจรเชิงตัวเลขบ่งชี้ว่าดาวเสาร์และดาวยูเรนัสอาจไม่มีดาวเคราะห์น้อยโทรจันดั้งเดิม^{[ 54 ]}

ดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกหรือ NEA คือดาวเคราะห์น้อยที่มีวงโคจรผ่านใกล้กับวงโคจรของโลก ดาวเคราะห์น้อยที่ตัดกับวงโคจรของโลกเรียกว่าดาวเคราะห์น้อยตัด วงโคจรของโลก ณ เดือนเมษายน 2022 มีดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกที่รู้จักทั้งหมด 28,772 ดวง โดย 878 ดวงมีเส้นผ่านศูนย์กลางหนึ่งกิโลเมตรขึ้นไป^{[ 55 ]}

NEA จำนวนเล็กน้อยเป็นดาวหางที่ดับสูญไปแล้วซึ่งสูญเสียวัสดุพื้นผิวที่ระเหยได้ แม้ว่าจะมีหางคล้ายดาวหางที่จางหรือขาดๆ หายๆ ก็ไม่ได้หมายความว่าจะถูกจัดประเภทเป็นดาวหางใกล้โลกเสมอไป ทำให้ขอบเขตค่อนข้างคลุมเครือ ดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกที่เหลือถูกขับออกจากแถบดาวเคราะห์น้อยโดยปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงกับดาวพฤหัสบดี^{[ 56 ] [ 57 ]}

ดาวเคราะห์น้อยหลายดวงมี ดาวบริวาร ตามธรรมชาติ ( ดวงจันทร์ของดาวเคราะห์น้อย ) ณ เดือนตุลาคม 2021 มีดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก (NEA) จำนวน 85 ดวงที่ทราบว่ามีดวงจันทร์อย่างน้อยหนึ่งดวง รวมถึงสามดวงที่ทราบว่ามีดวงจันทร์สองดวง^{[ 58 ]}ดาวเคราะห์น้อย3122 Florenceซึ่งเป็นหนึ่งในดาวเคราะห์น้อยที่อาจเป็นอันตรายขนาดใหญ่ที่สุด มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 4.5 กม. (2.8 ไมล์) มีดวงจันทร์สองดวงที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 100–300 ม. (330–980 ฟุต) ซึ่งถูกค้นพบโดยการถ่ายภาพด้วยเรดาร์ระหว่างที่ดาวเคราะห์น้อยเข้าใกล้โลกในปี 2017 ^{[ 59 ]}

ดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกถูกแบ่งออกเป็นกลุ่มตาม แกนกึ่งเอก (a) ระยะ ห่างจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด (q) และ ระยะห่าง จุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุด (Q): ^{[ 60 ] [ 56 ]}

• ดาวเคราะห์น้อยAtiraหรือApohelมีวงโคจรอยู่ภายในวงโคจรของโลกอย่างเคร่งครัด: ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ถึงดวงอาทิตย์ (Q) ของดาวเคราะห์น้อย Atira น้อยกว่าระยะห่างจากดวงอาทิตย์ถึงดวงอาทิตย์ (0.983 AU) นั่นคือQ < 0.983 AUซึ่งหมายความว่าแกนกึ่งเอกของดาวเคราะห์น้อยก็มีค่าน้อยกว่า 0.983 AU เช่นกัน^{[ 61 ]}
• กลุ่มดาว Atensมีแกนกึ่งเอกน้อยกว่า 1 AU และตัดกับวงโคจรของโลก ในทางคณิตศาสตร์a < 1.0 AUและQ > 0.983 AU (0.983 AU คือระยะห่างจากจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของโลก)
• ยานอวกาศอะพอลโลมีแกนกึ่งเอกมากกว่า 1 หน่วยดาราศาสตร์ และโคจรตัดกับวงโคจรของโลก ในทางคณิตศาสตร์a > 1.0 หน่วยดาราศาสตร์และq < 1.017 หน่วยดาราศาสตร์ (1.017 หน่วยดาราศาสตร์ คือระยะห่างจากดวงอาทิตย์ถึงดวงอาทิตย์มากที่สุดของโลก)
• ดาวเคราะห์น้อยกลุ่มอามอร์มีวงโคจรอยู่นอกวงโคจรของโลกอย่างชัดเจน โดยระยะห่างจากจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด (q) ของดาวเคราะห์น้อยอามอร์จะมากกว่าระยะห่างจากจุดไกลดวงอาทิตย์ที่สุดของโลก (1.017 AU) ดาวเคราะห์น้อยอามอร์ยังเป็นวัตถุใกล้โลก ดังนั้นq < 1.3 AUสรุปได้ว่า1.017 AU < q < 1.3 AU (ซึ่งหมายความว่ากึ่งแกนเอก (a) ของดาวเคราะห์น้อยก็มีค่ามากกว่า 1.017 AU ด้วย) วงโคจรของดาวเคราะห์น้อยอามอร์บางดวงตัดกับวงโคจรของดาวอังคาร

โฟบอส

เดมอส

ยังไม่ชัดเจนว่าดวงจันทร์โฟบอสและดีมอส ของดาวอังคาร เป็นดาวเคราะห์น้อยที่ถูกจับหรือเกิดจากการชนบนดาวอังคาร^{[ 62 ] : 1284–1285} โฟบอสและดีมอสมีลักษณะร่วมกันหลายอย่างกับดาวเคราะห์น้อยประเภท C ที่ มีคาร์บอนเป็นองค์ประกอบหลัก โดยมีสเปกตรัม ค่าการสะท้อนแสงและความหนาแน่นที่คล้ายคลึงกับดาวเคราะห์น้อยประเภท C หรือ D มาก^{[ 63 ]}จากความคล้ายคลึงกันนี้ สมมติฐานหนึ่งคือดวงจันทร์ทั้งสองอาจเป็นดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักที่ถูก จับ ^{[ 64 ] [ 65 ]}ดวงจันทร์ทั้งสองมีวงโคจรเป็นวงกลมมาก ซึ่งเกือบจะอยู่ในระนาบเส้นศูนย์สูตร ของดาวอังคารพอดี ดังนั้นต้นกำเนิดจากการจับจึงต้องมีกลไกในการทำให้วงโคจรที่มีความเยื้องศูนย์สูงในตอนแรกเป็นวงกลม และปรับความเอียงให้เข้าสู่ระนาบเส้นศูนย์สูตร ซึ่งน่าจะเป็นไปได้มากที่สุดโดยการรวมกันของแรงต้านของบรรยากาศและแรงดึงดูด[ ^{66 ] แม้ว่า}จะไม่ชัดเจนว่ามีเวลาเพียงพอที่จะเกิดสิ่งนี้ขึ้นสำหรับดีมอสหรือไม่^{[ 62 ] : 1300–1301} การจับยังต้องมีการกระจายพลังงานด้วย บรรยากาศของดาวอังคารในปัจจุบันบางเกินไปที่จะจับวัตถุขนาดเท่าโฟบอสได้ด้วยการเบรกของบรรยากาศ^{[ 62 ]} Geoffrey A. Landisได้ชี้ให้เห็นว่าการจับอาจเกิดขึ้นได้หากวัตถุเดิมเป็นดาวเคราะห์น้อยคู่ที่แยกออกจากกันภายใต้แรงดึงดูดของกระแสน้ำ^{[ 65 ] [ 67 ]}

โฟบอสอาจเป็นวัตถุในระบบสุริยะรุ่นที่สองที่รวมตัวกันในวงโคจรหลังจากดาวอังคารก่อตัวขึ้น แทนที่จะก่อตัวขึ้นพร้อมกันจากเมฆกำเนิดเดียวกันกับดาวอังคาร^{[ 68 ]}

สมมติฐานอีกประการหนึ่งคือ ดาวอังคารเคยถูกล้อมรอบด้วยวัตถุขนาดเท่าโฟบอสและดีมอสจำนวนมาก ซึ่งอาจถูกขับออกมาโคจรรอบดาวอังคารเนื่องจากการชนกับดาวเคราะห์น้อย ขนาดใหญ่ ^{[ 69 ]}ความพรุนสูงภายในของโฟบอส (โดยพิจารณาจากความหนาแน่น 1.88 กรัม/ซม^³ช่องว่างคาดว่าจะคิดเป็น 25 ถึง 35 เปอร์เซ็นต์ของปริมาตรของโฟบอส) ไม่สอดคล้องกับต้นกำเนิดจากดาวเคราะห์น้อย^{[ 70 ]}การสังเกตโฟบอสในรังสีอินฟราเรดความร้อนชี้ให้เห็นถึงองค์ประกอบที่ประกอบด้วยฟิลโลซิลิเคต เป็นหลัก ซึ่งเป็นที่รู้จักกันดีจากพื้นผิวของดาวอังคาร สเปกตรัมมีความแตกต่างจากสเปกตรัมของ อุกกาบาต คอนไดรต์ทุกประเภท ซึ่งชี้ให้เห็นอีกครั้งว่าไม่ใช่ต้นกำเนิดจากดาวเคราะห์น้อย^{[ 71 ]}ผลการค้นพบทั้งสองชุดสนับสนุนต้นกำเนิดของโฟบอสจากวัสดุที่ถูกดีดออกมาจากการชนบนดาวอังคารซึ่งรวมตัวกันใหม่ในวงโคจรของดาวอังคาร^{[ 72 ]}ซึ่งคล้ายกับทฤษฎีที่แพร่หลายเกี่ยวกับต้นกำเนิดของดวงจันทร์ของโลก

ดาวเคราะห์น้อยมีขนาดแตกต่างกันอย่างมาก ตั้งแต่ขนาดเกือบ 1,000 กม. (620 ไมล์) สำหรับดวงที่ใหญ่ที่สุด ไปจนถึงหินที่มีขนาดเพียง 1 ม. (3.3 ฟุต) ซึ่งวัตถุที่มีขนาดเล็กกว่านั้นจะถูกจัดประเภทเป็นอุกกาบาต[ ^{f ] ดาวเคราะห์}น้อยที่ใหญ่ที่สุดสามดวงมีลักษณะคล้ายดาวเคราะห์ขนาดเล็กมาก คือมีรูปร่างเป็นทรงกลมโดยประมาณ มีโครงสร้างภายในที่แยกส่วนอย่างน้อยบางส่วน^{[ 73 ]}และเชื่อกันว่าเป็นดาวเคราะห์ ก่อนกำเนิดที่ยังคงหลงเหลืออยู่ อย่างไรก็ตาม ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่มีขนาดเล็กกว่ามากและมีรูปร่างไม่สม่ำเสมอ เชื่อกันว่าเป็นดาวเคราะห์ น้อยที่ถูกกระแทก หรือเศษชิ้นส่วนของวัตถุขนาดใหญ่กว่า

ดาวเคราะห์แคระเซเรสเป็นดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดอย่างเห็นได้ชัด โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 940 กม. (580 ไมล์) ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่รองลงมาคือ4 เวสต้าและ2 พัลลัสซึ่งทั้งสองมีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 500 กม. (300 ไมล์) เล็กน้อย เวสต้าเป็นดาวเคราะห์น้อยที่สว่างที่สุดในบรรดาดาวเคราะห์น้อยแถบหลักทั้งสี่ดวง ซึ่งบางครั้งสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า^{[ 74 ]}ในบางโอกาสที่หายาก ดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกอาจปรากฏให้เห็นได้ชั่วครู่โดยไม่ต้องใช้ความช่วยเหลือทางเทคนิค ดู99942 อะโพฟิส

มวลรวมของวัตถุทั้งหมดในแถบดาวเคราะห์น้อยซึ่งอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดีคาดว่ามีค่าประมาณ...(2394 ± 6) × 10 ¹⁸  กิโลกรัม ≈3.25% ของมวลของดวงจันทร์ โดยเซเรสประกอบด้วย มวลเท่านี้938 × 10 ¹⁸  กก.ประมาณ 40% ของทั้งหมด เมื่อรวมวัตถุที่มีมวลมากที่สุด 3 อันดับแรก ได้แก่เวสต้า (11%) พัลลัส (8.5%) และไฮจีอา (3–4%) จะทำให้ตัวเลขนี้เพิ่มขึ้นเป็นมากกว่า 60% เล็กน้อย ในขณะที่ดาวเคราะห์น้อยที่มีมวลมากที่สุด 7 อันดับถัดไปจะทำให้จำนวนรวมเพิ่มขึ้นเป็น 70% ^{[ 52 ]}จำนวนดาวเคราะห์น้อยเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วเมื่อมวลของพวกมันลดลง

จำนวนดาวเคราะห์น้อยลดลงอย่างเห็นได้ชัดเมื่อขนาดเพิ่มขึ้น แม้ว่าการกระจายขนาดโดยทั่วไปจะเป็นไปตามกฎกำลังแต่ก็มี "ความผิดปกติ" เกิดขึ้นที่ประมาณ5 กม . และ100 กม.ซึ่งพบดาวเคราะห์น้อยมากกว่าที่คาดไว้จากเส้นโค้งดังกล่าว ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ที่มีขนาดใหญ่กว่าประมาณ 120 กิโลเมตร (75 ไมล์) ในเส้นผ่านศูนย์กลางเป็นดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิม (ที่รอดชีวิตมาจากยุคการก่อตัว) ในขณะที่ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กส่วนใหญ่เป็นผลผลิตจากการแตกตัวของดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิม ประชากรดั้งเดิมของแถบหลักอาจมีจำนวนมากกว่าในปัจจุบันถึง 200 เท่า^{[ 75 ] [ 76 ]}

กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มาก (Very Large Telescope)ของESOบันทึกภาพวัตถุขนาดใหญ่ที่สุด 42 ชิ้นในแถบดาวเคราะห์น้อย

การเปรียบเทียบขนาดของอีรอส เวสต้า และเซเรส

วัตถุขนาดใหญ่ที่สุดสามชิ้นในแถบดาวเคราะห์น้อย ได้แก่เซเรสเวสตาและพัลลัสเป็นดาวเคราะห์ น้อยที่ยังคงสภาพสมบูรณ์ ซึ่งมีลักษณะร่วมกันหลายอย่างกับดาวเคราะห์ และมีลักษณะผิดปกติเมื่อเทียบกับดาวเคราะห์น้อยรูปร่างไม่สม่ำเสมอส่วนใหญ่ ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่เป็นอันดับสี่ไฮจีอาดูเหมือนจะมีรูปร่างเกือบเป็นทรงกลม แม้ว่าภายในอาจจะไม่แยกชั้น^{[ 77 ]}เช่นเดียวกับดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ ดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ที่สุดสี่ดวงนี้ประกอบกันเป็นมวลประมาณห้าในแปดของแถบดาวเคราะห์น้อย เซเรสและเวสตาเพียงอย่างเดียวก็ประกอบกันเป็นครึ่งหนึ่ง

เซเรสเป็นดาวเคราะห์น้อยเพียงดวงเดียวที่ดูเหมือนจะมี รูปร่างเหมือน พลาสติกภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง และด้วยเหตุนี้จึงเป็นดาวเคราะห์แคระเพียง ดวงเดียว ^{[ 78 ]}มันมีขนาดความสว่างสัมบูรณ์ สูง กว่าดาวเคราะห์น้อยดวงอื่น ๆ มาก ประมาณ 3.32 ^{[ 79 ]}และอาจมีชั้นน้ำแข็งอยู่บนพื้นผิว^{[ 80 ]}เช่นเดียวกับดาวเคราะห์ เซเรสมีโครงสร้างที่แตกต่างกัน คือ มีเปลือก เนื้อ และแกนกลาง^{[ 80 ]}ยังไม่พบอุกกาบาตจากเซเรสบนโลก^{[ 81 ]}

เวสต้าก็มีโครงสร้างภายในที่แตกต่างกันเช่นกัน แม้ว่าจะก่อตัวขึ้นภายใน เส้นน้ำแข็งของระบบสุริยะและจึงไม่มีน้ำ^{[ 82 ] [ 83 ]}องค์ประกอบของมันส่วนใหญ่เป็น หิน บะซอลต์ที่มีแร่ธาตุเช่นโอลิวีน [ ^{84 ] นอกเหนือ}จากหลุมอุกกาบาตขนาดใหญ่ที่ขั้วใต้ของมัน คือรีอาซิลเวียเวสต้ายังมีรูปร่างเป็นทรงรี เวสต้าเป็นดาวฤกษ์ต้นกำเนิดของตระกูลเวสเทียนและดาวเคราะห์น้อยประเภท V อื่นๆ และเป็นแหล่งกำเนิดของอุกกาบาต HEDซึ่งคิดเป็น 5% ของอุกกาบาตทั้งหมดบนโลก

พัลลัสมีความพิเศษตรงที่มันหมุนรอบตัวเองในแนวราบเหมือนกับยูเรนัสโดยแกนหมุนของมันเอียงทำมุมสูงกับระนาบวงโคจร^{[ 85 ]}องค์ประกอบของมันคล้ายกับเซเรส คือมีคาร์บอนและซิลิคอน สูง และอาจมีการแยกตัวบางส่วน^{[ 86 ]}พัลลัสเป็นดาวแม่ของกลุ่มดาวเคราะห์น้อยตระกูลพัลลาเดียน

ไฮจีอาเป็นดาวเคราะห์ น้อย คาร์บอน ที่ใหญ่ที่สุด ^{[ 87 ]}และแตกต่างจากดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่อื่นๆ ตรงที่มันอยู่ค่อนข้างใกล้กับระนาบสุริยวิถีมันเป็นสมาชิกที่ใหญ่ที่สุดและสันนิษฐานว่าเป็นวัตถุต้นกำเนิดของตระกูลดาวเคราะห์น้อยไฮจีอา เนื่องจากไม่มีหลุมอุกกาบาตขนาดใหญ่พอที่พื้นผิวที่จะเป็นแหล่งกำเนิดของตระกูลนั้น เหมือนกับที่มีบนเวสตา จึงคิดว่าไฮจีอาอาจถูกทำลายอย่างสมบูรณ์ในการชนที่ก่อให้เกิดตระกูลไฮจีอา และรวมตัวกันใหม่หลังจากสูญเสียมวลไปเล็กน้อยไม่ถึง 2% การสังเกตการณ์ที่ได้จาก เครื่องถ่ายภาพ SPHEREของกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มากในปี 2017 และ 2018 เผยให้เห็นว่าไฮจีอามีรูปร่างเกือบเป็นทรงกลม ซึ่งสอดคล้องกับการอยู่ในสมดุลอุทกสถิตหรือเคยอยู่ในสมดุลอุทกสถิต หรือกับการถูกทำลายและรวมตัวกันใหม่^{[ 88 ] [ 89 ]}

การแยกตัวภายในของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่อาจเกี่ยวข้องกับการขาดดาวบริวารตามธรรมชาติเนื่องจากเชื่อกันว่าดาวบริวารของดาวเคราะห์น้อยแถบหลักส่วนใหญ่เกิดจากการแตกตัวจากการชนกัน ทำให้เกิดโครงสร้างกองเศษหิน^{[ 81 ]}

การวัดอัตราการหมุนของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ในแถบดาวเคราะห์น้อยแสดงให้เห็นว่ามีขีดจำกัดบน ดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 เมตรมีคาบการหมุนน้อยกว่า 2.2 ชั่วโมงน้อยมาก^{[ 90 ]}สำหรับดาวเคราะห์น้อยที่หมุนเร็วกว่าอัตรานี้โดยประมาณ แรงเฉื่อยที่พื้นผิวจะมากกว่าแรงโน้มถ่วง ดังนั้นวัสดุพื้นผิวที่หลวมใด ๆ จะถูกเหวี่ยงออกไป อย่างไรก็ตาม วัตถุที่เป็นของแข็งควรจะสามารถหมุนได้เร็วกว่ามาก สิ่งนี้ชี้ให้เห็นว่าดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 เมตรเป็นกองเศษหินที่เกิดจากการสะสมของเศษซากหลังจากการชนกันระหว่างดาวเคราะห์ น้อย ^{[ 91 ]}

ดาวเคราะห์ น้อยจะมีสีเข้มขึ้นและแดงขึ้นตามอายุเนื่องจากการผุกร่อนในอวกาศ^{[ 92 ]}อย่างไรก็ตาม หลักฐานชี้ให้เห็นว่าการเปลี่ยนแปลงสีส่วนใหญ่เกิดขึ้นอย่างรวดเร็วในช่วงหนึ่งแสนปีแรก ซึ่งจำกัดประโยชน์ของการวัดสเปกตรัมในการกำหนดอายุของดาวเคราะห์น้อย^{[ 93 ]}

ยกเว้น " สี่ดวงใหญ่ " (เซเรส พัลลัส เวสต้า และไฮจีอา) ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่จะมีลักษณะคล้ายคลึงกัน แม้ว่าจะมีรูปร่างไม่สม่ำเสมอ253 Mathilde ขนาด 50 กม. (31 ไมล์) เป็นกองเศษหินที่เต็มไปด้วยหลุมอุกกาบาตที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางขนาดเท่ากับรัศมีของดาวเคราะห์น้อย การสังเกตการณ์จากโลกของ511 Davida ขนาด 300 กม. (190 ไมล์) ซึ่งเป็นหนึ่งในดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดรองจากสี่ดวงใหญ่ เผยให้เห็นลักษณะเป็นเหลี่ยมมุมที่คล้ายคลึงกัน ซึ่งบ่งชี้ว่ามันก็เต็มไปด้วยหลุมอุกกาบาตขนาดรัศมีเช่นกัน^{[ 94 ]}ดาวเคราะห์น้อยขนาดกลาง เช่น Mathilde และ243 Idaที่ได้รับการสังเกตอย่างใกล้ชิด ยังเผยให้เห็นชั้นดินปกคลุมพื้นผิวอย่างหนาแน่น ในบรรดาสี่ดวงใหญ่ พัลลัสและไฮจีอาแทบจะไม่เป็นที่รู้จัก เวสต้ามีรอยแตกอัดล้อมรอบหลุมอุกกาบาตขนาดรัศมีที่ขั้วใต้ แต่โดยทั่วไปแล้วเป็นทรง กลม

ยานอวกาศดอว์นเปิดเผยว่าพื้นผิวของเซเรสมีหลุมอุกกาบาตจำนวนมาก แต่มีหลุมอุกกาบาตขนาดใหญ่น้อยกว่าที่คาดไว้ ^{[ 95 ]}แบบจำลองที่อิงตามการก่อตัวของแถบดาวเคราะห์น้อยในปัจจุบันแนะนำว่าเซเรสควรมีหลุมอุกกาบาตขนาดใหญ่กว่า 400 กม. (250 ไมล์) ในเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 ถึง 15 หลุม ^{[ 95 ]}หลุมอุกกาบาตที่ใหญ่ที่สุดที่ได้รับการยืนยันบนเซเรสคือแอ่งเคอร์วันซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 284 กม. (176 ไมล์) ^{[ 96 ]}สาเหตุที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุดคือการผ่อนคลายความหนืดของเปลือกโลกที่ค่อยๆ แผ่ราบลงจากการชนขนาดใหญ่ ^{[ 95 ]}

ดาวเคราะห์น้อยถูกจัดประเภทตามสเปกตรัมการปล่อยแสงที่ เป็นลักษณะเฉพาะ โดยส่วนใหญ่แบ่งออกเป็นสามกลุ่มหลัก ได้แก่ประเภทC ประเภท Mและประเภท Sซึ่งอธิบายถึงองค์ประกอบที่เป็นคาร์บอน ( อุดมด้วยคาร์บอน ) โลหะและซิลิกา (หิน) ตามลำดับ องค์ประกอบทางกายภาพของดาวเคราะห์น้อยมีความหลากหลายและในกรณีส่วนใหญ่ยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้ เซเรสดูเหมือนจะประกอบด้วยแกนหินที่ปกคลุมด้วยชั้นน้ำแข็ง เวสต้าเชื่อว่ามีแกนเหล็ก-นิก เกล ชั้น โอลิวีนและเปลือกหินบะซอลต์^{[ 97 ]} 10 ไฮ จีอา ซึ่งเชื่อว่าเป็นดาวเคราะห์น้อยที่ไม่แยกประเภทที่ใหญ่ที่สุดดูเหมือนจะมีองค์ประกอบดั้งเดิมที่เป็นคาร์บอนเนเชียสคอนไดรต์ อย่างสม่ำเสมอ แต่จริงๆ แล้วมันอาจเป็นดาวเคราะห์น้อยที่แยกประเภทแล้วซึ่งถูกทำลายไปทั่วโลกจากการชนแล้วประกอบขึ้นใหม่ ดาวเคราะห์น้อยอื่นๆ ดูเหมือนจะเป็นแกนหรือชั้นที่เหลืออยู่ของดาวเคราะห์ก่อนกำเนิด ซึ่งมีหินและโลหะสูง เชื่อกันว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กส่วนใหญ่เป็นกองเศษหินที่ยึดกันอย่างหลวมๆ ด้วยแรงโน้มถ่วง แม้ว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ที่สุดน่าจะเป็นของแข็งก็ตาม ดาวเคราะห์น้อยบางดวงมีดวงจันทร์หรือโคจรคู่กันกองเศษหิน ดวงจันทร์ ระบบดาวคู่ และกลุ่มดาวเคราะห์ น้อย ที่กระจัดกระจายนั้น เชื่อกันว่าเป็นผลมาจากการชนกันที่ทำให้ดาวเคราะห์น้อยต้นกำเนิด หรืออาจจะเป็นดาวเคราะห์ แตก สลาย ไป ^{[ 98 ]}

ในแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก ดูเหมือนจะมีประชากรดาวเคราะห์น้อยหลักสองกลุ่ม ได้แก่ กลุ่มที่มีสีเข้มและอุดมไปด้วยสารระเหย ซึ่งประกอบด้วย ดาวเคราะห์ น้อยประเภท Cและประเภท Pโดยมีค่าการสะท้อนแสงน้อยกว่า 0.10 และความหนาแน่นต่ำกว่า2.2 กรัม/ซม^³และกลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่มีความหนาแน่นสูงและมีสารระเหยน้อย ประกอบด้วย ดาวเคราะห์น้อย ประเภท Sและประเภท Mที่มีค่าการสะท้อนแสงมากกว่า 0.15 และความหนาแน่นมากกว่า 2.7 ภายในกลุ่มเหล่านี้ ดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่จะมีความหนาแน่นมากกว่า ซึ่งสันนิษฐานว่าเกิดจากการอัดตัว ดูเหมือนว่าจะมีรูพรุนขนาดใหญ่ (สุญญากาศระหว่างอนุภาค) น้อยมากในกลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่มีมวลมากกว่า10 × 10 ¹⁸  กก . ^{[ 99 ]}

องค์ประกอบของดาวเคราะห์น้อยคำนวณจากแหล่งข้อมูลหลักสามแหล่ง ได้แก่ ค่าการสะท้อนแสง (albedo ) สเปกตรัมพื้นผิว และความหนาแน่น ซึ่งความหนาแน่นนั้นสามารถกำหนดได้อย่างแม่นยำโดยการสังเกตวงโคจรของดวงจันทร์ที่ดาวเคราะห์น้อยอาจมี จนถึงปัจจุบัน ดาวเคราะห์น้อยที่มีดวงจันทร์ทุกดวงล้วนเป็นกองเศษหินและโลหะที่กระจัดกระจาย ซึ่งอาจมีปริมาตรเป็นพื้นที่ว่างครึ่งหนึ่ง ดาวเคราะห์น้อยที่ทำการศึกษามีขนาดใหญ่ถึง 280 กิโลเมตรในเส้นผ่านศูนย์กลาง รวมถึง121 Hermione (268×186×183 กิโลเมตร) และ87 Sylvia (384×262×232 กิโลเมตร) มีดาวเคราะห์น้อยเพียงไม่กี่ดวงที่มีขนาดใหญ่กว่า 87 Sylviaและไม่มีดวงใดที่มีดวงจันทร์ ข้อเท็จจริงที่ว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่เช่น Sylvia อาจเป็นกองเศษหินและโลหะ ซึ่งสันนิษฐานว่าเกิดจากการชนที่รุนแรง มีผลกระทบสำคัญต่อการก่อตัวของระบบสุริยะ การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ของการชนกันของวัตถุแข็งแสดงให้เห็นว่าพวกมันทำลายล้างกันบ่อยพอๆ กับการรวมตัวกัน แต่กองเศษหินและโลหะที่ชนกันมีแนวโน้มที่จะรวมตัวกันมากกว่า ซึ่งหมายความว่าแกนกลางของดาวเคราะห์อาจก่อตัวขึ้นได้ค่อนข้างเร็ว^{[ 100 ]}

นักวิทยาศาสตร์ตั้งสมมติฐานว่าน้ำบางส่วนที่นำมายังโลกเป็นครั้งแรกนั้นมาจากการชนของดาวเคราะห์น้อยหลังจากการชนที่ทำให้เกิดดวงจันทร์^{[ 101 ]}ในปี 2009 มีการยืนยันการมีอยู่ของน้ำแข็งบนพื้นผิวของ24 Themis โดยใช้ กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดของ NASA พื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยดูเหมือนจะถูกปกคลุมด้วยน้ำแข็งทั้งหมด เนื่องจากชั้นน้ำแข็งนี้กำลังระเหยมันอาจได้รับการเติมเต็มจากแหล่งกักเก็บน้ำแข็งใต้พื้นผิว นอกจากนี้ยังตรวจพบสารประกอบอินทรีย์บนพื้นผิวด้วย^{[ 102 ] [ 103 ] [ 101 ] [ 104 ]}การมีอยู่ของน้ำแข็งบน 24 Themis ทำให้ทฤษฎีเริ่มต้นมีความเป็นไปได้^{[ 101 ]}

ในเดือนตุลาคม พ.ศ. 2556 มีการตรวจพบน้ำบนวัตถุนอกระบบสุริยะเป็นครั้งแรก บนดาวเคราะห์น้อยที่โคจรรอบดาวแคระขาวGD 61 [ ^{105 ] เมื่อ}วันที่ 22 มกราคม พ.ศ. 2557 นักวิทยาศาสตร์ ขององค์การอวกาศยุโรป (ESA) รายงานการตรวจพบไอน้ำบนเซเรสซึ่งเป็นวัตถุที่ใหญ่ที่สุดในแถบดาวเคราะห์น้อย เป็นครั้งแรกอย่างแน่ชัด ^{[ 106 ]}การตรวจพบนี้ทำได้โดยใช้ความสามารถในการตรวจจับรังสีอินฟราเรดระยะไกลของหอดูดาวอวกาศเฮอร์เชล^{[ 107 ]}การค้นพบนี้เป็นเรื่องที่ไม่คาดคิด เพราะโดยทั่วไปแล้วดาวหาง ไม่ใช่ดาวเคราะห์น้อย จะถูกพิจารณาว่า "พ่นไอและควัน" ตามที่นักวิทยาศาสตร์คนหนึ่งกล่าวว่า "เส้นแบ่งระหว่างดาวหางและดาวเคราะห์น้อยเริ่มเลือนลางมากขึ้นเรื่อยๆ" ^{[ 107 ]}

ผลการศึกษาแสดงให้เห็นว่าลมสุริยะสามารถทำปฏิกิริยากับออกซิเจนในชั้นบนของดาวเคราะห์น้อยและสร้างน้ำได้ มีการประมาณการว่า "หินที่ได้รับรังสีทุกลูกบาศก์เมตรอาจมีน้ำมากถึง 20 ลิตร" การศึกษานี้ดำเนินการโดยใช้เครื่องเอกซเรย์คอมพิวเตอร์แบบอะตอมโพรบ โดยให้ตัวเลขสำหรับดาวเคราะห์น้อยประเภท Itokawa S ^{[ 108 ] [ 109 ]}

อุกกาบาต Acfer 049 ซึ่งค้นพบในแอลจีเรียในปี 1990 ได้รับการพิสูจน์ในปี 2019 ว่ามีโครงสร้างหินพรุนพิเศษ (UPL): เนื้อสัมผัสพรุนที่อาจเกิดจากการกำจัดน้ำแข็งที่เติมเต็มรูพรุนเหล่านี้ ซึ่งบ่งชี้ว่า UPL "แสดงถึงฟอสซิลของน้ำแข็งดั้งเดิม" ^{[ 110 ]}

ดาวเคราะห์น้อยมีร่องรอยของกรดอะมิโนและสารประกอบอินทรีย์อื่นๆ และบางคนคาดการณ์ว่าการชนของดาวเคราะห์น้อยอาจเป็นแหล่งกำเนิดของสารเคมีที่จำเป็นต่อการเริ่มต้นชีวิตบนโลกในยุคแรก หรืออาจนำชีวิตมาสู่โลกได้ (เหตุการณ์ที่เรียกว่า " แพนสเปอร์เมีย ") ^{[ 111 ] [ 112 ]}ในเดือนสิงหาคม 2011 มีรายงานที่อ้างอิงจากการศึกษาของ NASA เกี่ยวกับ อุกกาบาตที่พบในโลกซึ่งชี้ให้เห็นว่า ส่วนประกอบ ของ DNAและRNA ( อะดีนีนกัวนีนและโมเลกุลอินทรีย์ที่เกี่ยวข้อง) อาจเกิดขึ้นบนดาวเคราะห์น้อยและดาวหางในอวกาศ^{[ 113 ] [ 114 ] [ 115 ]}

ในเดือนพฤศจิกายน พ.ศ. 2562 นักวิทยาศาสตร์รายงานการตรวจพบ โมเลกุลน้ำตาลเป็นครั้งแรกรวมถึงไรโบสในอุกกาบาตซึ่งบ่งชี้ว่ากระบวนการทางเคมีบนดาวเคราะห์น้อยสามารถสร้างส่วนประกอบทางชีวภาพที่จำเป็นต่อชีวิต ได้ และสนับสนุนแนวคิดเรื่องโลกของ RNA ก่อนกำเนิดชีวิตบนโลกโดยใช้ DNA และอาจรวมถึงแนวคิดเรื่องแพนสเปอร์เมียด้วย^{[ 116 ] [ 117 ] [ 118 ]}

โดยทั่วไปแล้ว ดาวเคราะห์น้อยจะถูกจัดประเภทตามเกณฑ์สองประการ ได้แก่ ลักษณะของวงโคจร และลักษณะของสเปกตรัม การสะท้อน แสง

ดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากถูกจัดกลุ่มและตระกูลตามลักษณะวงโคจร นอกเหนือจากการแบ่งกลุ่มอย่างกว้างๆ แล้ว เป็นเรื่องปกติที่จะตั้งชื่อกลุ่มดาวเคราะห์น้อยตามสมาชิกตัวแรกของกลุ่มนั้นที่ถูกค้นพบ กลุ่มต่างๆ เป็นความสัมพันธ์ทางพลศาสตร์ที่ค่อนข้างหลวม ในขณะที่ตระกูลนั้นแน่นแฟ้นกว่าและเป็นผลมาจากการแตกตัวอย่างรุนแรงของดาวเคราะห์น้อยแม่ขนาดใหญ่ในช่วงเวลาใดเวลาหนึ่งในอดีต^{[ 119 ]}ตระกูลต่างๆ พบได้บ่อยและระบุได้ง่ายกว่าในแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก แต่มีรายงานว่ามีตระกูลเล็กๆ หลายตระกูลในกลุ่มโทรจันของดาวพฤหัสบดี [ ^{120 ] ตระกูล}ในแถบดาวเคราะห์น้อยหลักได้รับการยอมรับครั้งแรกโดยKiyotsugu Hirayamaในปี 1918 และมักเรียกว่าตระกูล Hirayamaเพื่อเป็นเกียรติแก่เขา

ประมาณ 30–35% ของวัตถุในแถบดาวเคราะห์น้อยเป็นสมาชิกของกลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่มีพลวัตสูง โดยแต่ละกลุ่มเชื่อว่ามีต้นกำเนิดร่วมกันจากการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยในอดีต นอกจากนี้ยังมีกลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่เกี่ยวข้องกับดาวเคราะห์ แคระพลูตอย ด์เฮาเมียอีก ด้วย

ดาวเคราะห์น้อยบางดวงมีวงโคจรรูปเกือกม้า ที่ผิดปกติ ซึ่งโคจรร่วมกับโลกหรือดาวเคราะห์ดวงอื่น ตัวอย่างเช่น3753 Cruithneและ2002 AA 29การค้นพบวงโคจรแบบนี้ครั้งแรกเกิดขึ้นระหว่างดวงจันทร์เอพิเมเทอุสและยานัสของดาว เสาร์ บางครั้งวัตถุรูปเกือกม้าเหล่านี้จะกลายเป็น เสมือนดาวเทียมชั่วคราวเป็นเวลาหลายสิบปีหรือหลายร้อยปี ก่อนที่จะกลับคืนสู่สถานะเดิม ทั้งโลกและดาวศุกร์เป็นที่ทราบกันว่ามีเสมือนดาวเทียม

วัตถุเหล่านี้ หากเกี่ยวข้องกับโลก ดาวศุกร์ หรือแม้แต่ดาวพุธ (ในเชิงสมมติฐาน ) จะจัดเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภทเอเทน ชนิดพิเศษ อย่างไรก็ตาม วัตถุเหล่านี้อาจเกี่ยวข้องกับดาวเคราะห์ชั้นนอกได้เช่นกัน

ในปี พ.ศ. 2518 ระบบ การจำแนกประเภท ดาวเคราะห์ น้อยโดยอิงจากสีค่าการสะท้อนแสงและรูปร่างสเปกตรัมได้รับการพัฒนาโดยChapman , MorrisonและZellner ^{[ 121 ]}เชื่อกันว่าคุณสมบัติเหล่านี้สอดคล้องกับองค์ประกอบของวัสดุพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อย ระบบการจำแนกประเภทดั้งเดิมมีสามประเภท ได้แก่ประเภท Cสำหรับวัตถุคาร์บอนสีเข้ม (75% ของดาวเคราะห์น้อยที่รู้จัก) ประเภท Sสำหรับวัตถุหิน (ซิลิกา) (17% ของดาวเคราะห์น้อยที่รู้จัก) และประเภท U สำหรับวัตถุที่ไม่เข้าข่ายทั้งประเภท C หรือ S การจำแนกประเภทนี้ได้รับการขยายเพิ่มเติมเพื่อรวมดาวเคราะห์น้อยประเภทอื่นๆ อีกมากมาย จำนวนประเภทยังคงเพิ่มขึ้นเรื่อยๆ เนื่องจากมีการศึกษาดาวเคราะห์น้อยมากขึ้น

ระบบการจำแนกประเภทที่ใช้กันอย่างแพร่หลายที่สุดสองระบบในปัจจุบันคือการจำแนกประเภทของ Tholenและการจำแนกประเภทของ SMASSระบบแรกได้รับการเสนอในปี 1984 โดยDavid J. Tholenและอิงตามข้อมูลที่รวบรวมจากการสำรวจดาวเคราะห์น้อยแปดสีที่ดำเนินการในช่วงทศวรรษ 1980 ส่งผลให้มีดาวเคราะห์น้อย 14 ประเภท^{[ 122 ]}ในปี 2002 การสำรวจสเปกโทรสโคปของดาวเคราะห์น้อยแถบหลักขนาดเล็ก (SMASS) ส่งผลให้มีการจำแนกประเภทของ Tholen เวอร์ชันที่ปรับปรุงแล้ว โดยมี 24 ประเภทที่แตกต่างกัน ทั้งสองระบบมีดาวเคราะห์น้อยสามประเภทหลัก ได้แก่ C, S และ X โดยที่ X ประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยที่เป็นโลหะเป็นส่วนใหญ่ เช่นประเภท Mนอกจากนี้ยังมีชั้นย่อยอีกหลายชั้น^{[ 123 ]}

สัดส่วนของดาวเคราะห์น้อยที่ทราบแล้วซึ่งจัดอยู่ในประเภทสเปกตรัมต่างๆ นั้น ไม่ได้สะท้อนถึงสัดส่วนของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดที่อยู่ในประเภทนั้นๆ เสมอไป เนื่องจากบางประเภทตรวจจับได้ง่ายกว่าประเภทอื่นๆ ทำให้ผลรวมคลาดเคลื่อนไป

เดิมที การกำหนดสเปกตรัมนั้นขึ้นอยู่กับการอนุมานองค์ประกอบของดาวเคราะห์น้อย^{[ 124 ]}อย่างไรก็ตาม ความสอดคล้องระหว่างชั้นสเปกตรัมและองค์ประกอบนั้นไม่ดีเสมอไป และมีการใช้การจำแนกประเภทที่หลากหลาย ซึ่งนำไปสู่ความสับสนอย่างมาก แม้ว่าดาวเคราะห์น้อยที่มีการจำแนกประเภทสเปกตรัมต่างกันน่าจะประกอบด้วยวัสดุที่แตกต่างกัน แต่ก็ไม่มีการรับประกันว่าดาวเคราะห์น้อยที่อยู่ในชั้นอนุกรมวิธานเดียวกันจะประกอบด้วยวัสดุเดียวกัน (หรือคล้ายกัน)

ดาวเคราะห์น้อยที่เคลื่อนไหวคือวัตถุที่มีวงโคจรคล้ายดาวเคราะห์น้อย แต่แสดง ลักษณะทางสายตาคล้าย ดาวหางกล่าวคือ พวกมันแสดงโคมาหางหรือหลักฐานทางสายตาอื่นๆ ของการสูญเสียมวล (เหมือนดาวหาง) แต่วงโคจรของพวกมันยังคงอยู่ภายในวงโคจรของดาวพฤหัสบดี (เหมือนดาวเคราะห์น้อย) ^{[ 125 ] [ 126 ]}เดิมทีวัตถุเหล่านี้ถูกกำหนดให้เป็นดาวหางแถบหลัก (MBCs) ในปี 2549 โดยนักดาราศาสตร์David C. JewittและHenry Hsiehแต่ชื่อนี้บ่งบอกว่าพวกมันจำเป็นต้องมีองค์ประกอบเป็นน้ำแข็งเหมือนดาวหาง และมีอยู่เฉพาะในแถบหลัก เท่านั้น ในขณะที่จำนวนดาวเคราะห์น้อยที่เคลื่อนไหวที่เพิ่มขึ้นแสดงให้เห็นว่านี่ไม่ใช่กรณีเสมอไป^{[ 125 ] [ 127 ] [ 128 ]}

ดาวเคราะห์น้อยที่มีกิจกรรมดวงแรกที่ถูกค้นพบคือ7968 Elst–Pizarroมันถูกค้นพบ (ในฐานะดาวเคราะห์น้อย) ในปี 1979 แต่ต่อมาEric Elstและ Guido Pizarro พบว่ามันมีหางในปี 1996 และได้รับการกำหนดให้เป็นดาวหาง 133P/Elst-Pizarro ^{[ 125 ] [ 129 ]}วัตถุที่น่าสนใจอีกอย่างหนึ่งคือ311P/PanSTARRS : การสังเกตการณ์โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเผยให้เห็นว่ามันมีหางคล้ายดาวหางหกหาง^{[ 130 ]}คาดว่าหางเหล่านั้นเป็นกระแสของวัสดุที่ถูกขับออกมาจากดาวเคราะห์น้อยอันเป็นผลมาจากกองเศษหินของดาวเคราะห์น้อยที่หมุนเร็วพอที่จะกำจัดวัสดุออกจากมัน^{[ 131 ]}

ยานอวกาศ Double Asteroid Redirection Testของ NASA ได้พุ่งชน ดาวเคราะห์น้อยไดมอร์ฟอส ทำให้ดาวเคราะห์น้อยดวงนี้กลายเป็นดาวเคราะห์น้อยที่มีกิจกรรม นักวิทยาศาสตร์เคยเสนอว่าดาวเคราะห์น้อยที่มีกิจกรรมบางดวงเป็นผลมาจากการชน แต่ไม่มีใครเคยสังเกตเห็นการกระตุ้นของดาวเคราะห์น้อยมาก่อน ภารกิจ DART ได้กระตุ้นไดมอร์ฟอสภายใต้เงื่อนไขการชนที่ทราบอย่างแม่นยำและสังเกตอย่างระมัดระวัง ทำให้สามารถศึกษาการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยที่มีกิจกรรมได้อย่างละเอียดเป็นครั้งแรก^{[ 132 ] [ 133 ]}การสังเกตการณ์แสดงให้เห็นว่าไดมอร์ฟอสสูญเสียน้ำหนักไปประมาณ 1 ล้านกิโลกรัมหลังจากการชน^{[ 134 ]} การชนทำให้เกิดกลุ่มฝุ่นที่ทำให้ระบบไดดิมอสสว่างขึ้นชั่วคราวและพัฒนาเป็น หางฝุ่นยาว 10,000 กิโลเมตร (6,200 ไมล์) ซึ่งคงอยู่เป็นเวลาหลายเดือน^{[ 135 ] [ 136 ] [ 137 ]}

ดาวหางมืดซึ่งถูกค้นพบครั้งแรกในปี 2024 เป็นดาวเคราะห์น้อยที่แสดงการเร่งความเร็วโดยไม่ใช้แรงโน้มถ่วง ซึ่งเป็นพฤติกรรมที่ปกติพบในดาวหางแต่ไม่พบในดาวเคราะห์น้อย แต่ไม่มีโคมาหรือหาง และปรากฏให้เห็นเป็นดาวเคราะห์น้อย มีการจำแนกออกเป็นสองตระกูล ตระกูลนอกประกอบด้วยวัตถุที่มีขนาดใหญ่กว่า 100 เมตร และมีวงโคจรที่แผ่ขยายออกไปเกือบถึงดาวพฤหัสบดี คล้ายกับดาวหางตระกูลดาวพฤหัสบดีส่วนดาวหางมืดตระกูลในมีขนาดเล็กกว่า 50 เมตร มืดกว่า และมีวงโคจรเป็นวงกลมโดยประมาณ^{[ 138 ]}ดาวหางมืดทั้งหมดโคจรอยู่ในแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก ยกเว้นʻOumuamuaซึ่งเป็นวัตถุระหว่างดวงดาว ซึ่งเป็นวัตถุคล้ายดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่แสดงการเร่งความเร็วโดยไม่ใช้แรงโน้มถ่วง ในขณะที่ปรากฏให้เห็นเป็นดาวเคราะห์น้อย^{[ 139 ]}

ก่อนยุคการเดินทางในอวกาศ วัตถุในแถบดาวเคราะห์น้อยสามารถสังเกตได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่เท่านั้น รูปร่างและภูมิประเทศของพวกมันยังคงเป็นปริศนา กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินที่ดีที่สุดในปัจจุบันและกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ที่โคจรรอบโลก สามารถแสดงรายละเอียดบนพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ที่สุดได้เพียงเล็กน้อยเท่านั้น ข้อมูลที่จำกัดเกี่ยวกับรูปร่างและองค์ประกอบของดาวเคราะห์น้อยสามารถอนุมานได้จากเส้นโค้งแสง (การเปลี่ยนแปลงความสว่างระหว่างการหมุน) และคุณสมบัติทางสเปกตรัม ขนาดสามารถประมาณได้โดยการจับเวลาความยาวของการบังดาว (เมื่อดาวเคราะห์น้อยเคลื่อนที่ผ่านหน้าดาวโดยตรง) การถ่ายภาพ ด้วยเรดาร์สามารถให้ข้อมูลที่ดีเกี่ยวกับรูปร่างของดาวเคราะห์น้อยและพารามิเตอร์วงโคจรและการหมุน โดยเฉพาะอย่างยิ่งสำหรับดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก การบินผ่านของยานอวกาศสามารถให้ข้อมูลได้มากกว่าการสังเกตการณ์จากภาคพื้นดินหรืออวกาศใดๆ ภารกิจเก็บตัวอย่างกลับมาให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับองค์ประกอบของดินบนพื้นผิว

เนื่องจากดาวเคราะห์น้อยเป็นวัตถุขนาดเล็กและจางมาก ข้อมูลที่ได้จากการสังเกตการณ์จากภาคพื้นดิน (GBO) จึงมีจำกัด โดยใช้กล้องโทรทรรศน์แบบออปติคอลบนภาคพื้นดิน เราสามารถวัดค่าความสว่างได้ เมื่อแปลงเป็นค่าความสว่างสัมบูรณ์แล้ว จะได้ค่าประมาณคร่าวๆ ของขนาดของดาวเคราะห์น้อย นอกจากนี้ยังสามารถวัดเส้นโค้งแสงได้ด้วย GBO เมื่อเก็บข้อมูลเป็นเวลานาน จะช่วยให้สามารถประมาณคาบการหมุน การวางแนวขั้ว (บางครั้ง) และรูปร่างของดาวเคราะห์น้อยได้ ข้อมูลสเปกตรัม (ทั้งสเปกโทรสโกปีแสงที่มองเห็นได้และใกล้อินฟราเรด) ให้ข้อมูลเกี่ยวกับองค์ประกอบของวัตถุ ซึ่งใช้ในการจำแนกประเภทของดาวเคราะห์น้อยที่สังเกตได้ การสังเกตการณ์ดังกล่าวมีข้อจำกัด เนื่องจากให้ข้อมูลเฉพาะชั้นบางๆ บนพื้นผิวเท่านั้น (ไม่เกินหลายไมโครเมตร) ^{[ 140 ]}ดังที่นักวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์แพทริค มิเชลเขียนไว้ว่า:

การสังเกตการณ์ในช่วงอินฟราเรดกลางถึงอินฟราเรดความร้อน พร้อมกับการวัดโพลาไรเมตรี น่าจะเป็นข้อมูลเพียงชุดเดียวที่บ่งชี้ถึงคุณสมบัติทางกายภาพที่แท้จริง การวัดฟลักซ์ความร้อนของดาวเคราะห์น้อยที่ความยาวคลื่นเดียวจะให้ค่าประมาณของขนาดของวัตถุ การวัดเหล่านี้มีความไม่แน่นอนน้อยกว่าการวัดแสงอาทิตย์สะท้อนในย่านสเปกตรัมแสงที่มองเห็นได้ หากสามารถรวมการวัดทั้งสองเข้าด้วยกันได้ จะสามารถหาได้ทั้งเส้นผ่านศูนย์กลางที่มีประสิทธิภาพและค่าอัลเบโดทางเรขาคณิต ซึ่งอย่างหลังเป็นการวัดความสว่างที่มุมเฟสศูนย์ นั่นคือเมื่อแสงส่องสว่างมาจากด้านหลังผู้สังเกตการณ์โดยตรง นอกจากนี้ การวัดความร้อนที่ความยาวคลื่นสองความยาวขึ้นไป บวกกับความสว่างในย่านแสงที่มองเห็นได้ จะให้ข้อมูลเกี่ยวกับคุณสมบัติทางความร้อน ความเฉื่อยทางความร้อน ซึ่งเป็นการวัดว่าวัสดุร้อนขึ้นหรือเย็นลงเร็วแค่ไหน ของดาวเคราะห์น้อยที่สังเกตได้ส่วนใหญ่นั้นต่ำกว่าค่าอ้างอิงของหินเปล่า แต่มากกว่าของเรโกลิธบนดวงจันทร์ การสังเกตนี้บ่งชี้ว่ามีชั้นฉนวนของวัสดุเม็ดเล็กอยู่บนพื้นผิวของพวกมัน^{[ 140 ]}

ดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกที่เข้ามาใกล้โลกสามารถศึกษาได้อย่างละเอียดมากขึ้นด้วยเรดาร์ซึ่งให้ข้อมูลเกี่ยวกับพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อย (ตัวอย่างเช่น สามารถแสดงให้เห็นถึงการมีอยู่ของหลุมอุกกาบาตและก้อนหิน) การสังเกตการณ์ดังกล่าวได้ดำเนินการโดยหอดูดาว Areciboในเปอร์โตริโก (จานขนาด 305 เมตร) และหอดูดาว Goldstoneในแคลิฟอร์เนีย (จานขนาด 70 เมตร) การสังเกตการณ์ด้วยเรดาร์ยังสามารถใช้สำหรับการกำหนดวงโคจรและพลศาสตร์การหมุนของวัตถุที่สังเกตได้อย่างแม่นยำ^{[ 140 ]}

ทั้งหอดูดาวในอวกาศและบนพื้นดินได้ดำเนินโครงการค้นหาดาวเคราะห์น้อย การค้นหาในอวกาศคาดว่าจะตรวจพบวัตถุได้มากกว่า เนื่องจากไม่มีชั้นบรรยากาศมารบกวน และเนื่องจากสามารถสังเกตพื้นที่บนท้องฟ้าได้กว้างกว่าNEOWISEสังเกตดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักได้มากกว่า 100,000 ดวงกล้องโทรทัศน์อวกาศสปิตเซอร์สังเกตดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกได้มากกว่า 700 ดวง การสังเกตเหล่านี้กำหนดขนาดโดยประมาณของวัตถุที่สังเกตได้ส่วนใหญ่ แต่ให้รายละเอียดเกี่ยวกับคุณสมบัติของพื้นผิว (เช่น ความลึกและองค์ประกอบของเรโกไลท์ มุมพักตัว ความเหนียวแน่น และความพรุน) เพียงเล็กน้อย^{[ 140 ]}

ดาวเคราะห์น้อยยังได้รับการศึกษาโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลเช่น การติดตามดาวเคราะห์น้อยที่ชนกันในแถบหลัก^{[ 141 ] [ 142 ]}การแตกตัวของดาวเคราะห์น้อย^{[ 143 ]}การสังเกตดาวเคราะห์น้อยที่มีหางคล้ายดาวหางหกหาง^{[ 144 ]}และการสังเกตดาวเคราะห์น้อยที่ถูกเลือกให้เป็นเป้าหมายของภารกิจเฉพาะ^{[ 145 ] [ 146 ]}

ตามที่แพทริค มิเชล กล่าวไว้

โครงสร้างภายในของดาวเคราะห์น้อยนั้นอนุมานได้จากหลักฐานทางอ้อมเท่านั้น ได้แก่ ความหนาแน่นรวมที่วัดได้จากยานอวกาศ วงโคจรของดาวบริวารตามธรรมชาติในกรณีของดาวเคราะห์น้อยคู่ และการเคลื่อนตัวของวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยเนื่องจากปรากฏการณ์ความร้อนของยาร์คอฟสกี ยานอวกาศที่อยู่ใกล้ดาวเคราะห์น้อยจะถูกรบกวนจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์น้อยมากพอที่จะทำให้สามารถประมาณมวลของดาวเคราะห์น้อยได้ จากนั้นจึงประมาณปริมาตรโดยใช้แบบจำลองรูปร่างของดาวเคราะห์น้อย มวลและปริมาตรทำให้สามารถหาค่าความหนาแน่นรวมได้ ซึ่งความไม่แน่นอนมักจะเกิดจากข้อผิดพลาดในการประมาณปริมาตรเป็นหลัก ความพรุนภายในของดาวเคราะห์น้อยสามารถอนุมานได้โดยการเปรียบเทียบความหนาแน่นรวมกับความหนาแน่นของอุกกาบาตที่สันนิษฐานว่าคล้ายคลึงกัน ดาวเคราะห์น้อยสีเข้มดูเหมือนจะมีความพรุนมากกว่า (>40%) ดาวเคราะห์น้อยสีสว่าง ลักษณะของความพรุนนี้ยังไม่ชัดเจน^{[ 140 ]}

ดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่ถูกถ่ายภาพระยะใกล้คือ951 Gaspraในปี 1991 ตามมาด้วย243 Idaและดวงจันทร์Dactyl ในปี 1993 ซึ่งทั้งหมดนี้ถูกถ่ายภาพโดยยานสำรวจGalileoระหว่างเดินทางไปยังดาวพฤหัสบดีดาวเคราะห์น้อยอื่นๆ ที่ยานอวกาศแวะเยี่ยมในช่วงสั้นๆ ระหว่างเดินทางไปยังจุดหมายปลายทางอื่นๆ ได้แก่9969 Braille (โดยDeep Space 1ในปี 1999), 5535 Annefrank (โดยStardustในปี 2002), 2867 Šteinsและ21 Lutetia (โดยยานสำรวจRosettaในปี 2008) และ4179 Toutatis (ยานโคจรดวง จันทร์ Chang'e 2ของจีนซึ่งบินเข้าใกล้ในระยะ 3.2 กิโลเมตร (2 ไมล์) ในปี 2012)

ยานสำรวจดาวเคราะห์น้อยลำแรกที่มุ่งเป้าไปที่ดาวเคราะห์น้อยโดยเฉพาะคือ NEAR Shoemakerของ NASA ซึ่งถ่ายภาพ253 Mathildeในปี 1997 ก่อนที่จะเข้าสู่วงโคจรของ433 Erosและลงจอดบนพื้นผิวของมันในที่สุดในปี 2001 นับเป็นยานอวกาศลำแรกที่โคจรและลงจอดบนดาวเคราะห์น้อยได้สำเร็จ^{[ 147 ]}ตั้งแต่เดือนกันยายนถึงพฤศจิกายน 2005 ยานสำรวจ Hayabusa ของญี่ปุ่น ได้ศึกษา25143 Itokawaอย่างละเอียดและนำตัวอย่างพื้นผิวกลับมายังโลกในวันที่ 13 มิถุนายน 2010 ซึ่งเป็นภารกิจนำตัวอย่างดาวเคราะห์น้อยกลับมายังโลกครั้งแรก ในปี 2007 NASAได้ปล่อย ยานอวกาศ Dawnซึ่งโคจรรอบ4 Vestaเป็นเวลาหนึ่งปี และสังเกตการณ์ดาวเคราะห์แคระCeresเป็นเวลาสามปี

ยานสำรวจฮายาบูสะ 2 ซึ่งส่งขึ้นโดย องค์การอวกาศญี่ปุ่น (JAXA ) ในปี 2014 โคจรรอบดาวเคราะห์น้อยเป้าหมาย 162173 ริวกุเป็นเวลานานกว่าหนึ่งปี และเก็บตัวอย่างที่ส่งกลับมายังโลกในปี 2020 ปัจจุบันยานอวกาศลำนี้กำลังปฏิบัติภารกิจต่อเนื่องและคาดว่าจะเดินทางไปยังเป้าหมายใหม่ในปี 2031

นาซาได้ปล่อยยานอวกาศOSIRIS-RExในปี 2016 เพื่อภารกิจเก็บตัวอย่างจากดาวเคราะห์น้อย101955 เบนนูในปี 2021 ยานสำรวจได้เดินทางออกจากดาวเคราะห์น้อยพร้อมตัวอย่างจากพื้นผิว และนำตัวอย่างกลับมายังโลกในเดือนกันยายน ปี 2023 ยานอวกาศยังคงดำเนินภารกิจต่อเนื่องภายใต้ชื่อ OSIRIS-APEX เพื่อสำรวจดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก อะโพฟิส ในปี 2029

ในปี 2021 นาซาได้ปล่อยภารกิจทดสอบการเบี่ยงเบนดาวเคราะห์น้อยคู่ (DART) ซึ่งเป็นภารกิจทดสอบเทคโนโลยีสำหรับการป้องกันโลกจากวัตถุอันตรายที่อาจเกิดขึ้น DART จงใจพุ่งชนดวงจันทร์ไดมอร์ ฟอส ของดาวเคราะห์น้อยคู่ดิดิมอสในเดือนกันยายน 2022 เพื่อประเมินศักยภาพของการพุ่งชนของยานอวกาศในการเบี่ยงเบนดาวเคราะห์น้อยไม่ให้พุ่งชนโลก^{[ 148 ]}ในเดือนตุลาคม นาซาประกาศว่า DART ประสบความสำเร็จ โดยยืนยันว่าได้ลดระยะเวลาการโคจรของไดมอร์ฟอสรอบดิดิมอสลงประมาณ 32 นาที^{[ 149 ]}

ยานลูซี่ของนาซาซึ่งปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 2021 เป็นยานสำรวจที่มุ่งสำรวจดาวเคราะห์น้อยหลายดวง โดยมีเป้าหมายหลักคือการบินผ่าน ดาวเคราะห์น้อย โทรจันของดาวพฤหัสบดี 7 ดวงที่มีลักษณะแตกต่างกัน แม้ว่าจะยังไม่สามารถไปถึงเป้าหมายหลักแรกคือ3548 Eurybates ได้จนกว่าจะถึงปี 2027 แต่ก็ได้บินผ่านดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักอย่าง152830 Dinkineshและ 52246 Donaldjohansonแล้ว^{[ 150 ] [ 151 ]}

ยานอวกาศ Psycheของ NASA ซึ่งปล่อยขึ้นสู่อวกาศในเดือนตุลาคม 2023 มีจุดประสงค์เพื่อศึกษาดาวเคราะห์น้อยโลหะขนาดใหญ่ชื่อเดียวกันและมีกำหนดเดินทางถึงที่นั่นในปี 2029

ยานอวกาศเฮราของ ESA ซึ่งปล่อยขึ้นสู่อวกาศในเดือนตุลาคม 2024 มีจุดประสงค์เพื่อศึกษาผลกระทบจากการชนของจรวด DART โดยคาดว่าจะวัดขนาดและรูปร่างของหลุมอุกกาบาต และโมเมนตัมที่ส่งผ่านจากการชน เพื่อกำหนดประสิทธิภาพของการเบี่ยงเบนที่เกิดจากจรวด DART

ยาน อวกาศ Tianwen-2ของ CNSA ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศในเดือนพฤษภาคม พ.ศ. 2568 ^{[ 6 ]}โดยจะใช้ระบบขับเคลื่อนด้วยไฟฟ้าจากพลังงานแสงอาทิตย์เพื่อสำรวจดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก469219 Kamoʻoalewaและดาวเคราะห์น้อยที่มีกิจกรรม311P/PanSTARRSยานอวกาศลำนี้มีภารกิจในการเก็บตัวอย่างดินบนดาวเคราะห์น้อย Kamo'oalewa ^{[ 7 ]}

• ยานสำรวจอวกาศที่ออกแบบมาเพื่อสำรวจดาวเคราะห์น้อยโดยเฉพาะ
• 
  ฮายาบูสะ2
• 
  รุ่งอรุณ
• 
  ลูซี่
• 
  ไซคี

• ภารกิจ DESTINY+ของ JAXA เป็นภารกิจสำหรับการบินผ่านวัตถุต้นกำเนิดของฝนดาวตกเจมินิดส์3200 Phaethonรวมถึงวัตถุขนาดเล็กต่างๆ การปล่อยยานมีกำหนดในปีงบประมาณ 2028 ^{[ 152 ]}

แนวคิดเรื่องการขุดแร่จากดาวเคราะห์น้อยถูกเสนอขึ้นในช่วงทศวรรษ 1970 แมตต์ แอนเดอร์สัน นิยามความสำเร็จของการขุดแร่จากดาวเคราะห์น้อยว่าคือ "การพัฒนาโปรแกรมการขุดแร่ที่สามารถพึ่งพาตนเองได้ทางการเงินและสร้างผลกำไรให้แก่นักลงทุน" ^{[ 153 ]}มีการเสนอแนะว่าดาวเคราะห์น้อยอาจถูกใช้เป็นแหล่งวัสดุที่อาจหายากหรือหมดไปบนโลก^{[ 154 ]}หรือวัสดุสำหรับการสร้างที่อยู่อาศัยในอวกาศวัสดุที่มีน้ำหนักมากและมีราคาแพงในการขนส่งจากโลกอาจถูกขุดจากดาวเคราะห์น้อยและนำมาใช้ใน การผลิต และก่อสร้างในอวกาศ ได้ในอนาคต ^{[ 155 ] [ 156 ]}

เมื่อการหมดไปของทรัพยากรบนโลกกลายเป็นเรื่องจริงมากขึ้น แนวคิดในการสกัดธาตุที่มีค่าจากดาวเคราะห์น้อยและนำกลับมายังโลกเพื่อผลกำไร หรือการใช้ทรัพยากรในอวกาศเพื่อสร้างดาวเทียมพลังงานแสงอาทิตย์และที่อยู่อาศัยในอวกาศ^{[ 157 ] [ 158 ]}ก็ยิ่งน่าสนใจมากขึ้น ในทางทฤษฎี น้ำที่ผ่านกระบวนการจากน้ำแข็งสามารถเติมเชื้อเพลิงให้กับคลังเชื้อเพลิงที่โคจรอยู่ได้^{[ 159 ] [ 160 ]}

จาก มุมมอง ทางดาราชีววิทยาการสำรวจดาวเคราะห์น้อยอาจให้ข้อมูลทางวิทยาศาสตร์สำหรับการค้นหาสติปัญญาจากนอกโลก ( SETI ) นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์บางคนเสนอว่าหากอารยธรรมนอกโลกขั้นสูงใช้การขุดดาวเคราะห์น้อยเมื่อนานมาแล้ว ร่องรอยของกิจกรรมเหล่านี้อาจตรวจจับได้^{[ 161 ] [ 162 ] [ 163 ]}

ปัจจุบันมีความสนใจเพิ่มมากขึ้นในการระบุตำแหน่งของดาวเคราะห์น้อยที่มีวงโคจรตัดกับวงโคจร ของ โลกและอาจชนกับโลกได้หากมีเวลามากพอ กลุ่มดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก ที่สำคัญที่สุดสามกลุ่ม ได้แก่ กลุ่มอพอลโลกลุ่มอะมอร์สและกลุ่มอะเทนส์

ดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก433 อีรอสถูกค้นพบมาตั้งแต่ปี 1898 แล้ว และในช่วงทศวรรษ 1930 ก็มีการค้นพบวัตถุที่คล้ายคลึงกันจำนวนมาก โดยเรียงตามลำดับการค้นพบ ได้แก่1221 อามอร์ , 1862 อพอลโล , 2101 อโดนิสและสุดท้ายคือ69230 เฮอร์มีสซึ่งโคจรเข้ามาใกล้  โลกใน ระยะ 0.005 หน่วยดาราศาสตร์ในปี 1937 นักดาราศาสตร์เริ่มตระหนักถึงความเป็นไปได้ที่ดาวเคราะห์น้อยจะพุ่งชนโลก

เหตุการณ์สองเหตุการณ์ในทศวรรษต่อมาได้เพิ่มความตื่นตระหนกมากขึ้น ได้แก่ การยอมรับสมมติฐานของอัลวาเรซ ที่เพิ่มมากขึ้น ว่าเหตุการณ์การชน ของอุกกาบาต ส่งผลให้เกิดการสูญพันธุ์ครั้งใหญ่ในยุคครีเทเชียส-พาลีโอจีนและการสังเกตการณ์การพุ่งชนของดาวหางชูเมกเกอร์-เลวี 9 ในปี 1994 นอกจากนี้ กองทัพสหรัฐฯ ยังได้เปิดเผยข้อมูลที่ว่าดาวเทียมทางทหารที่สร้างขึ้นเพื่อตรวจจับการระเบิดนิวเคลียร์ ได้ตรวจ พบ การ พุ่งชนของวัตถุในชั้นบรรยากาศตอนบนหลายร้อยครั้ง โดยวัตถุเหล่านั้นมีขนาดตั้งแต่หนึ่งถึงสิบเมตร

การพิจารณาทั้งหมดนี้ช่วยกระตุ้นให้เกิดการสำรวจที่มีประสิทธิภาพสูง ซึ่งประกอบด้วย กล้อง CCD (charge-coupled device ) และคอมพิวเตอร์ที่เชื่อมต่อโดยตรงกับกล้องโทรทรรศน์ ณ ปี 2011 มีการประมาณการว่าดาวเคราะห์น้อยใกล้โลกที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางหนึ่งกิโลเมตรขึ้นไป 89% ถึง 96% ได้ถูกค้นพบแล้ว^{[ 55 ]}ณ วันที่ 29 ตุลาคม 2018 ระบบ LINEAR เพียงอย่างเดียวได้ค้นพบดาวเคราะห์น้อย 147,132 ดวง^{[ 164 ]}ในบรรดาการสำรวจต่างๆ มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก 19,266 ดวง^{[ 165 ]}รวมถึงเกือบ 900 ดวงที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 1 กิโลเมตร (0.6 ไมล์) ^{[ 166 ]}

ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2561 สภาวิทยาศาสตร์และเทคโนโลยีแห่งชาติได้เตือนว่าสหรัฐอเมริกาไม่ได้เตรียมพร้อมสำหรับเหตุการณ์ดาวเคราะห์น้อยพุ่งชนโลก และได้พัฒนาและเผยแพร่ "แผนปฏิบัติการยุทธศาสตร์การเตรียมความพร้อมวัตถุใกล้โลกแห่งชาติ" เพื่อเตรียมความพร้อมให้ดียิ่งขึ้น^{[ 167 ] [ 168 ] [ 169 ]}ตามคำให้การของผู้เชี่ยวชาญในรัฐสภาสหรัฐอเมริกาในปี พ.ศ. 2556 นาซาจะต้องใช้เวลาเตรียมการอย่างน้อยห้าปีก่อนที่ภารกิจสกัดกั้นดาวเคราะห์น้อยจะสามารถเริ่มต้นได้^{[ 170 ]}

เทคนิคการหลีกเลี่ยงการชนกันต่างๆ มีข้อดีข้อเสียที่แตกต่างกันไปเมื่อพิจารณาจากตัวชี้วัดต่างๆ เช่น ประสิทธิภาพโดยรวม ต้นทุน ความเสี่ยงต่อความล้มเหลว การดำเนินงาน และความพร้อมของเทคโนโลยี^{[ 171 ]}มีวิธีการต่างๆ มากมายในการเปลี่ยนเส้นทางของดาวเคราะห์น้อย/ดาวหาง^{[ 172 ]}ซึ่งสามารถจำแนกได้ตามคุณลักษณะต่างๆ เช่น ประเภทของการลดผลกระทบ (การเบี่ยงเบนหรือการแตกตัว) แหล่งพลังงาน (จลน์ แม่เหล็กไฟฟ้า แรงโน้มถ่วง พลังงานแสงอาทิตย์/ความร้อน หรือนิวเคลียร์) และกลยุทธ์การเข้าใกล้ (การสกัดกั้น^{[ 173 ] [ 174 ]}การนัดพบ หรือสถานีระยะไกล)

กลยุทธ์แบ่งออกเป็นสองชุดพื้นฐาน ได้แก่ การแตกตัวและการหน่วงเวลา^{[ 172 ] [ 175 ]}การแตกตัวมุ่งเน้นไปที่การทำให้วัตถุที่พุ่งชนไม่เป็นอันตรายโดยการแตกตัวและกระจายชิ้นส่วนเพื่อให้พลาดโลกหรือมีขนาดเล็กพอที่จะเผาไหม้ในชั้นบรรยากาศ การหน่วงเวลาใช้ประโยชน์จากข้อเท็จจริงที่ว่าทั้งโลกและวัตถุที่พุ่งชนอยู่ในวงโคจร การชนเกิดขึ้นเมื่อทั้งสองมาถึงจุดเดียวกันในอวกาศในเวลาเดียวกัน หรือที่ถูกต้องกว่านั้นคือเมื่อจุดใดจุดหนึ่งบนพื้นผิวโลกตัดกับวงโคจรของวัตถุที่พุ่งชนเมื่อวัตถุนั้นมาถึง เนื่องจากโลกมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 12,750 กม. (7,920 ไมล์) และเคลื่อนที่ด้วยความเร็วประมาณ 30 กม./วินาที (19 ไมล์/วินาที) ในวงโคจร โลกจึงเดินทางเป็นระยะทางเท่ากับเส้นผ่านศูนย์กลางของดาวเคราะห์ดวงหนึ่งในเวลาประมาณ 425 วินาที หรือนานกว่าเจ็ดนาทีเล็กน้อย การหน่วงเวลาหรือการเร่งการมาถึงของวัตถุที่พุ่งชนด้วยระยะเวลาขนาดนี้ อาจทำให้วัตถุนั้นพลาดโลกได้ ขึ้นอยู่กับรูปทรงเรขาคณิตที่แน่นอนของการพุ่งชน^{[ 176 ]}

" โครงการอิคารัส " เป็นหนึ่งในโครงการแรกๆ ที่ออกแบบในปี 1967 เพื่อเป็นแผนสำรองในกรณีที่เกิดการชนกับดาวเคราะห์น้อย 1566 อิคารัสแผนดังกล่าวอาศัย จรวด แซทเทิร์น วี รุ่นใหม่ ซึ่งไม่ได้ทำการบินครั้งแรกจนกระทั่งรายงานเสร็จสมบูรณ์แล้ว จะมีการใช้จรวดแซทเทิร์น วี จำนวน 6 ลำ โดยแต่ละลำจะถูกปล่อยในระยะเวลาที่แตกต่างกัน ตั้งแต่หลายเดือนจนถึงไม่กี่ชั่วโมงก่อนการชน จรวดแต่ละลำจะติดตั้งหัวรบนิวเคลียร์ ขนาด 100 เมกะตันหนึ่งหัว รวมถึงโมดูลบริการอะพอลโล ที่ดัดแปลงแล้ว และโมดูลบัญชาการอะพอลโล แบบไร้คนขับ สำหรับการนำทางไปยังเป้าหมาย หัวรบจะถูกจุดระเบิดห่างจากพื้นผิว 30 เมตร เพื่อเบี่ยงเบนหรือทำลายดาวเคราะห์น้อยบางส่วน ขึ้นอยู่กับการชนในครั้งต่อๆ ไปบนเส้นทางหรือการทำลายดาวเคราะห์น้อย ภารกิจในภายหลังจะถูกปรับเปลี่ยนหรือยกเลิกตามความจำเป็น การปล่อยจรวดลำที่หกซึ่งเป็น "ความพยายามครั้งสุดท้าย" จะเกิดขึ้น 18 ชั่วโมงก่อนการชน^{[ 177 ]}

ดาวเคราะห์น้อยและแถบดาวเคราะห์น้อยเป็นองค์ประกอบหลักของเรื่องราวนิยายวิทยาศาสตร์ ดาวเคราะห์น้อยมีบทบาทที่เป็นไปได้หลายอย่างในนิยายวิทยาศาสตร์ เช่น เป็นสถานที่ที่มนุษย์อาจตั้งอาณานิคม แหล่งทรัพยากรสำหรับการสกัดแร่ธาตุ อันตรายที่ยานอวกาศต้องเผชิญขณะเดินทางระหว่างสองจุด และเป็นภัยคุกคามต่อสิ่งมีชีวิตบนโลกหรือดาวเคราะห์ที่มีสิ่งมีชีวิตอาศัยอยู่ ดาวเคราะห์แคระ และดาวบริวารจากการชนที่อาจเกิดขึ้น^{[ 178 ]}

• ดาวเคราะห์น้อยนอกระบบ
• รายชื่อดาวเคราะห์น้อย
• รายชื่อดาวเคราะห์น้อยที่โดดเด่น
• รายชื่อดาวเคราะห์น้อยที่โคจรเข้าใกล้โลก
• ดาวเคราะห์น้อยที่สาบสูญ
• ความหมายของชื่อดาวเคราะห์น้อย

• Azadmanesh, M.; Roshanian, J.; Hassanalian, M. (2023). "On the importance of studying asteroids: A comprehensive review". Progress in Aerospace Sciences. 142 100957. Bibcode:2023PrAeS.14200957A. doi:10.1016/j.paerosci.2023.100957.
• Badescu, Viorel, ed. (2013). Asteroids: prospective energy and material resources. Berlin: Springer. Bibcode:2013aste.book.....B. doi:10.1007/978-3-642-39244-3. ISBN 978-3-642-39244-3.
• Barnes-Svarney, Patricia L. (2003). Asteroid: Earth destroyer or New Frontier?. Cambridge, Mass.: Basic Books. ISBN 978-0-7382-0885-5.
• Binzel, Richard P.; Gehrels, Tom; Matthews, Mildred Shapley, eds. (1989). Asteroids II. Tucson: University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-1123-5.
• Bottke, William F.; Cellino, Alberto; Paolicchi, Paolo; Binzel, Richard P., eds. (2002). Asteroids III. Tucson: University of Arizona Press. ISBN 978-0-8165-4651-0.
• Kowal, Charles T. (1996). Asteroids: their nature and utilization (2nd ed.). Chichester, England: J. Wiley. ISBN 978-0-471-96039-3.
• Metzger, Philip T.; Sykes, Mark V.; Stern, Alan; Runyon, Kirby (February 2019). "The Reclassification of Asteroids from Planets to Non-Planets". Icarus. 319: 21–32. arXiv:1805.04115. Bibcode:2019Icar..319...21M. doi:10.1016/j.icarus.2018.08.026. S2CID 119206487.
• Michel, Patrick; DeMeo, Francesca E.; Bottke, William F., eds. (2015). Asteroids IV. Houston: Lunar and Planetary Institute. ISBN 978-0-8165-3218-6.
• Peebles, Curtis (2000). Asteroids: A History. Washington,DC: Smithsonian Institution Press. ISBN 978-1-56098-389-7.

Wikimedia Commons has media related to Asteroids.

Look up asteroid in Wiktionary, the free dictionary.

• "Alphabetical list of minor planet names". Minor Planet Center. International Astronomical Union.
• "Asteroid articles in Planetary Science Research Discoveries". Planetary Science. University of Hawaii.
• "JPL Asteroid Watch site". Jet Propulsion Laboratory.
• NASA Asteroid and Comet Watch site
• Asteroid size comparisons (video; 2:40) on YouTube