แถบดาวเคราะห์น้อยเป็น บริเวณรูปทรง วงแหวนในระบบสุริยะ โดยมี ดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลางและครอบคลุมพื้นที่โดยประมาณระหว่างวงโคจรของดาวพฤหัสบดีและดาวอังคารประกอบด้วยวัตถุแข็งรูปร่างไม่สม่ำเสมอจำนวนมากที่เรียกว่าดาวเคราะห์น้อยหรือดาวเคราะห์น้อยวัตถุที่ระบุได้มีหลายขนาด แต่เล็กกว่าดาวเคราะห์ มาก และโดยเฉลี่ยแล้วอยู่ห่างกันประมาณหนึ่งล้านกิโลเมตร (หรือหกแสนไมล์) แถบดาวเคราะห์น้อยนี้ยังเรียกว่าแถบดาวเคราะห์น้อยหลักหรือแถบหลักเพื่อแยกแยะออกจากกลุ่มดาวเคราะห์น้อยอื่นๆ ในระบบสุริยะ^{[ 1 ]}

แถบดาวเคราะห์น้อยเป็นจานรอบดาวฤกษ์ที่ อยู่ใกล้ที่สุดและเล็กที่สุด ในระบบสุริยะ มวลรวมของมันคาดว่าอยู่ที่ 3% ของดวงจันทร์โดยประมาณ 60% อยู่ในดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ที่สุดสี่ดวง ได้แก่เซเรสเวสตาพัลลัสและไฮจีอาวัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะในภูมิภาคอื่นๆ ได้แก่วัตถุใกล้โลกเซนทอร์โทรจันและวัตถุเหนือเนปจูน ( วัตถุแถบไคเปอร์วัตถุจานกระจายเซดนอยด์และ วัตถุ เมฆออร์ต ) ^{[ 2 ]}

เซเรส วัตถุเพียงชิ้นเดียวในแถบดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่พอที่จะจัดเป็นดาวเคราะห์แคระมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 950 กิโลเมตร ในขณะที่เวสต้า พัลลัส และไฮจีอา มีเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ยน้อยกว่า 600 กิโลเมตร^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]}วัตถุที่เหลือซึ่งจัดประเภทตามแร่ธาตุมีขนาดตั้งแต่เล็กไปจนถึงไม่กี่เมตร^{[ 7 ]}วัสดุของดาวเคราะห์น้อยกระจายตัวอย่างเบาบางมากจนยานอวกาศไร้คนขับ จำนวนมาก สามารถเดินทางผ่านได้โดยไม่มีเหตุการณ์ใดๆ เกิดขึ้น^{[ 8 ]}อย่างไรก็ตาม การชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่เกิดขึ้นได้และสามารถสร้างกลุ่มดาวเคราะห์น้อยซึ่งสมาชิกมีลักษณะวงโคจรและองค์ประกอบที่คล้ายคลึงกัน ดาวเคราะห์น้อยแต่ละดวงในแถบนี้ถูกจัดประเภทตามสเปกตรัมโดยส่วนใหญ่จัดอยู่ในสามกลุ่มพื้นฐาน ได้แก่คาร์บอน ( ประเภท C ) ซิลิเกต ( ประเภท S ) และโลหะเข้มข้น ( ประเภท M )

แถบดาวเคราะห์น้อยก่อตัวขึ้นจากเนบิวลาสุริยะดั้งเดิม^{เป็นกลุ่มของดาวเคราะห์น้อย [} 9 ] ซึ่งเป็น^{สารตั้งต้น}ขนาดเล็กของดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดอย่างไรก็ตาม การรบกวน จากแรงโน้มถ่วงของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดีขัดขวางการรวมตัวเป็นดาวเคราะห์^{[ 9 ] [ 10 ]}ทำให้เกิดพลังงานจลน์ส่วนเกินซึ่งทำลายดาวเคราะห์น้อยที่ชนกันและดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดส่วนใหญ่ ส่งผลให้มวลเดิมของแถบดาวเคราะห์น้อย 99.9% หายไปในช่วง 100 ล้านปีแรกของประวัติศาสตร์ระบบสุริยะ^{[ 11 ]}ในที่สุดเศษชิ้นส่วนบางส่วนก็เข้าไปในระบบสุริยะชั้นใน ทำให้เกิดการชนของอุกกาบาตกับดาวเคราะห์ชั้นใน วงโคจรของดาวเคราะห์น้อยยังคงถูกรบกวน อย่างมาก ทุกครั้งที่คาบการโคจรรอบดวงอาทิตย์ก่อให้เกิดการสั่นพ้องของวงโคจรกับดาวพฤหัสบดี ที่ระยะวงโคจรเหล่านี้ช่องว่าง Kirkwoodจะเกิดขึ้นเมื่อพวกมันถูกกวาดเข้าไปในวงโคจรอื่น^{[ 12 ]}

ในปี ค.ศ. 1596 โยฮันเนส เคปเลอร์เขียนว่า "ระหว่างดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี ข้าพเจ้าวางดาวเคราะห์ดวงหนึ่งไว้" ในหนังสือ Mysterium Cosmographicum ของเขา โดยระบุถึงการทำนายของเขาว่าจะมีดาวเคราะห์ดวงหนึ่งอยู่ที่นั่น^{[ 14 ]}ขณะวิเคราะห์ ข้อมูลของ ไทโค บราเฮเคปเลอร์คิดว่ามีช่องว่างมากเกินไประหว่างวงโคจรของดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดีที่จะเข้ากับแบบจำลองของเขาเองเกี่ยวกับตำแหน่งที่ควรพบวงโคจรของดาวเคราะห์^{[ 15 ]}

ในเชิงอรรถที่ไม่ระบุชื่อในการแปลContemplation de la NatureของCharles Bonnet ในปี 1766 [ ^{16 ]}นักดาราศาสตร์Johann Daniel Titiusแห่งWittenberg ^{[ 17 ] [ 18 ]}ได้สังเกตเห็นรูปแบบที่ชัดเจนในการจัดวางดาวเคราะห์ ซึ่งปัจจุบันรู้จักกันในชื่อ^กฎ Titius-Bodeหากเริ่มต้นลำดับตัวเลขที่ 0 แล้วรวม 3, 6, 12, 24, 48 เป็นต้น โดยเพิ่มเป็นสองเท่าในแต่ละครั้ง และเพิ่มสี่ให้กับแต่ละจำนวนแล้วหารด้วย 10 จะได้ค่าประมาณที่ใกล้เคียงอย่างน่าทึ่งกับรัศมีของวงโคจรของดาวเคราะห์ที่รู้จักซึ่งวัดเป็นหน่วยดาราศาสตร์โดยมีเงื่อนไขว่าต้องมี "ดาวเคราะห์ที่หายไป" (เทียบเท่ากับ 24 ในลำดับ) ระหว่างวงโคจรของดาวอังคาร (12) และดาวพฤหัสบดี (48) ในเชิงอรรถของเขา Titius ประกาศว่า "แต่พระเจ้าสถาปนิกควรปล่อยให้พื้นที่นั้นว่างเปล่าหรือไม่? ไม่เลย" ^{[ 17 ]}เมื่อวิลเลียม เฮอร์เชลค้นพบยูเรนัสในปี 1781 วงโคจรของดาวเคราะห์ดวงนี้ตรงกับกฎอย่างใกล้เคียง ทำให้นักดาราศาสตร์บางคนสรุปว่าต้องมีดาวเคราะห์อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี^{[ 19 ]}

เมื่อวันที่ 1 มกราคม ค.ศ. 1801 จูเซปเป ปิอาซซีประธานภาควิชาดาราศาสตร์ มหาวิทยาลัยปาเลอร์โมซิซิลี พบวัตถุเคลื่อนที่ขนาดเล็กในวงโคจรที่มีรัศมีตรงตามที่ทำนายไว้จากรูปแบบนี้ เขาตั้งชื่อมันว่า "เซเรส" ตามชื่อเทพีแห่งการเก็บเกี่ยวของโรมันและเทพีผู้พิทักษ์แห่งซิซิลี ในตอนแรกปิอาซซีเชื่อว่ามันเป็นดาวหาง แต่การที่มันไม่มีโคมาบ่งชี้ว่ามันเป็นดาวเคราะห์^{[ 20 ]} ดังนั้น รูปแบบดังกล่าวจึงทำนายแกนกึ่งหลักของดาวเคราะห์ทั้งแปดดวงในเวลานั้น (ดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก ดาวอังคาร เซเรส ดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ และดาวยูเรนัส) พร้อมกับการค้นพบเซเรส กลุ่มนักดาราศาสตร์ 24 คนที่เรียกว่า " ตำรวจท้องฟ้า " ได้ก่อตั้งขึ้นอย่างไม่เป็นทางการภายใต้คำเชิญของฟรานซ์ ซาเวียร์ ฟอน แซคโดยมีจุดประสงค์เพื่อค้นหาดาวเคราะห์เพิ่มเติม พวกเขามุ่งเน้นการค้นหาในบริเวณระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี ซึ่งกฎของ Titius–Bodeทำนายว่าน่าจะมีดาวเคราะห์อยู่^{[ 21 ] [ 22 ]}

ประมาณ 15 เดือนต่อมา ไฮน์ริช โอลเบอร์สสมาชิกของตำรวจท้องฟ้า ได้ค้นพบวัตถุชิ้นที่สองในบริเวณเดียวกัน คือ พัลลัส ซึ่งแตกต่างจากดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ ที่รู้จัก เซเรสและพัลลัสยังคงเป็นจุดแสงแม้ภายใต้กำลังขยายสูงสุดของกล้องโทรทรรศน์ แทนที่จะแยกออกเป็นแผ่นดิสก์ นอกจากการเคลื่อนที่อย่างรวดเร็วแล้ว พวกมันยังดูไม่แตกต่างจากดาวฤกษ์^{[ 23 ]}

ดังนั้นในปี พ.ศ. 2345 วิลเลียม เฮอร์เชลจึงเสนอให้จัดพวกมันไว้ในหมวดหมู่แยกต่างหาก โดยตั้งชื่อว่า "ดาวเคราะห์น้อย" ตามคำภาษากรีก ว่า asteroeidesซึ่งหมายถึง "คล้ายดาว" ^{[ 24 ] [ 25 ]}หลังจากทำการสังเกตการณ์เซเรสและพัลลัสเสร็จสิ้น เขาสรุปได้ว่า^{[ 26 ]}

ไม่ว่าจะเป็นชื่อเรียกดาวเคราะห์หรือดาวหาง ก็ไม่สามารถเรียกได้ว่าเป็นดาวฤกษ์ได้อย่างเหมาะสมตามหลักภาษา ... พวกมันมีลักษณะคล้ายดาวฤกษ์ขนาดเล็กมากจนแทบแยกไม่ออก จากลักษณะเช่นนี้ หากฉันจะใช้ชื่อของฉันเอง ฉันจะเรียกพวกมันว่า ดาวเคราะห์น้อย โดยสงวนสิทธิ์ไว้สำหรับตัวเองที่จะเปลี่ยนชื่อนั้น หากมีชื่ออื่นที่สื่อถึงธรรมชาติของพวกมันได้ดีกว่า

ในปี พ.ศ. 2350 การตรวจสอบเพิ่มเติมเผยให้เห็นวัตถุใหม่สองชิ้นในภูมิภาคนี้ ได้แก่จูโนและเวสตา [ ^{23 ] การ}เผาลิเลียนธาลในช่วงสงครามนโปเลียนซึ่งเป็นสถานที่ที่มีการดำเนินงานหลัก^{[ 27 ]}ทำให้ช่วงเวลาแห่งการค้นพบครั้งแรกนี้สิ้นสุดลง^{[ 23 ]}

แม้ว่าเฮอร์เชลจะบัญญัติศัพท์ขึ้นมา แต่เป็นเวลาหลายทศวรรษที่ยังคงเป็นเรื่องปกติที่จะเรียกวัตถุเหล่านี้ว่าดาวเคราะห์^{[ 16 ]}และนำหน้าชื่อด้วยตัวเลขที่แสดงลำดับการค้นพบ: 1 เซเรส 2 พัลลัส 3 จูโน 4 เวสตา อย่างไรก็ตาม ในปี พ.ศ. 2488 นักดาราศาสตร์คาร์ล ลุดวิก เฮนเคตรวจพบวัตถุที่ห้า ( 5 แอสทราเอีย ) และหลังจากนั้นไม่นาน ก็มีการค้นพบวัตถุใหม่ ๆ ในอัตราเร่ง การนับรวมวัตถุเหล่านี้ในกลุ่มดาวเคราะห์จึงกลายเป็นเรื่องยุ่งยากมากขึ้น ในที่สุด วัตถุเหล่านี้ก็ถูกถอดออกจากรายชื่อดาวเคราะห์ (ตามที่อเล็กซานเดอร์ ฟอน ฮุมโบลต์ เสนอเป็นครั้งแรก ในช่วงต้นทศวรรษ พ.ศ. 2493) และคำว่า "ดาวเคราะห์น้อย" ที่เฮอร์เชลบัญญัติศัพท์ขึ้นมา ก็ค่อย ๆ กลายมาใช้กันอย่างแพร่หลาย^{[ 16 ]}

การค้นพบดาวเนปจูนในปี พ.ศ. 2389 ส่งผลให้กฎของ Titius–Bode เสื่อมเสียชื่อเสียงในสายตาของนักวิทยาศาสตร์ เนื่องจากวงโคจรของดาวเนปจูนไม่ได้อยู่ใกล้ตำแหน่งที่คาดการณ์ไว้เลย จนถึงปัจจุบัน ยังไม่มีคำอธิบายทางวิทยาศาสตร์ใดๆ สำหรับกฎนี้ และนักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่เห็นพ้องกันว่าเป็นเพียงความบังเอิญ^{[ 28 ]}

คำว่า "แถบดาวเคราะห์น้อย" เริ่มใช้กันในช่วงต้นทศวรรษ 1850 แม้ว่าจะระบุได้ยากว่าใครเป็นผู้บัญญัติศัพท์นี้ การใช้ในภาษาอังกฤษครั้งแรกดูเหมือนจะอยู่ในฉบับแปลCosmosของ Alexander von Humboldt ในปี 1850 (โดย Elise Otté ) : ^{[ 29 ]} "[...] และการปรากฏตัวอย่างสม่ำเสมอ ประมาณวันที่ 13 พฤศจิกายนและ 11 สิงหาคม ของดาวตก ซึ่งอาจเป็นส่วนหนึ่งของแถบดาวเคราะห์น้อยที่ตัดกับวงโคจรของโลกและเคลื่อนที่ด้วยความเร็วของดาวเคราะห์" การปรากฏตัวครั้งแรกๆ อีกครั้งเกิดขึ้นในA Guide to the Knowledge of the HeavensของRobert James Mann : ^{[ 30 ]} "วงโคจรของดาวเคราะห์น้อยอยู่ในแถบอวกาศกว้าง ขยายออกไประหว่างจุดสุดขั้วของ [...]" นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันBenjamin Peirceดูเหมือนจะนำคำศัพท์นั้นมาใช้และเป็นหนึ่งในผู้ส่งเสริม^{[ 31 ]}

ภายในกลางปี ​​1868 มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยมากกว่า 100 ดวง และในปี 1891 การนำการถ่ายภาพดาราศาสตร์ มา ใช้โดยMax Wolfได้เร่งอัตราการค้นพบ^{[ 32 ]}มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด 1,000 ดวงภายในปี 1921 ^{[ 33 ]} 10,000 ดวงภายในปี 1981 ^{[ 34 ]}และ 100,000 ดวงภายในปี 2000 ^{[ 35 ]}ปัจจุบันระบบสำรวจดาวเคราะห์น้อยสมัยใหม่ใช้ระบบอัตโนมัติในการค้นหาดาวเคราะห์น้อยดวงใหม่ในจำนวนที่เพิ่มขึ้นเรื่อยๆ

เมื่อวันที่ 22 มกราคม 2014 นักวิทยาศาสตร์ ขององค์การอวกาศยุโรป (ESA) รายงานการตรวจพบไอน้ำบนเซเรส ซึ่งเป็นวัตถุที่ใหญ่ที่สุดในแถบดาวเคราะห์น้อย เป็นครั้งแรกอย่างแน่ชัด ^{[ 36 ]}การตรวจพบนี้ทำได้โดยใช้ความสามารถในการตรวจจับรังสีอินฟราเรดระยะไกลของหอดูดาวอวกาศเฮอร์เชล [ ^{37 ] การ}ค้นพบนี้เป็นเรื่องที่ไม่คาดคิด เพราะโดยทั่วไปแล้วดาวหางไม่ใช่ดาวเคราะห์น้อย จะถูกพิจารณาว่า "พ่นไอและควัน" ตามที่นักวิทยาศาสตร์คนหนึ่งกล่าวไว้ว่า "เส้นแบ่งระหว่างดาวหางและดาวเคราะห์น้อยเริ่มเลือนลางมากขึ้นเรื่อยๆ" ^{[ 37 ]}

ในปี ค.ศ. 1802 ไม่นานหลังจากค้นพบพัลลัส โอลเบอร์สได้เสนอแนะต่อเฮอร์เชลและคาร์ล เกาส์ว่าเซเรสและพัลลัสเป็นเศษชิ้นส่วนของดาวเคราะห์ขนาดใหญ่กว่ามากที่เคยอยู่ในบริเวณดาวอังคาร-ดาวพฤหัสบดี โดยดาวเคราะห์ดวงนี้ได้ประสบกับการระเบิดภายในหรือการชนของดาวหางเมื่อหลายล้านปีก่อน^{[ 38 ]}ในขณะที่ นักดาราศาสตร์ ชาวโอเดสซา KN Savchenko เสนอแนะว่าเซเรส พัลลัส จูโน และเวสตาเป็นดวงจันทร์ที่หลุดรอดออกมามากกว่าจะเป็นเศษชิ้นส่วนของดาวเคราะห์ที่ระเบิด^{[ 39 ]}พลังงานจำนวนมากที่จำเป็นในการทำลายดาวเคราะห์ ประกอบกับมวลรวมที่ต่ำของแถบดาวเคราะห์น้อย ซึ่งมีเพียงประมาณ 4% ของมวลของดวงจันทร์ของโลก^{[ 3 ]}ไม่สนับสนุนสมมติฐานเหล่านี้ นอกจากนี้ ความแตกต่างทางเคมีที่สำคัญระหว่างดาวเคราะห์น้อยก็ยากที่จะอธิบายได้หากพวกมันมาจากดาวเคราะห์ดวงเดียวกัน^{[ 40 ]}

สมมติฐานสมัยใหม่เกี่ยวกับการกำเนิดของแถบดาวเคราะห์น้อยเกี่ยวข้องกับ สมมติฐานเนบิวลาที่มีมาอย่างยาวนาน กล่าวคือ เมฆฝุ่นและก๊าซระหว่างดวงดาวได้ยุบตัวลงภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงเพื่อก่อตัวเป็นแผ่นดิสก์หมุนของวัสดุ จากนั้นรวมตัวกันเพื่อก่อตัวเป็นดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์^{[ 41 ]}ในช่วงไม่กี่ล้านปีแรกของประวัติศาสตร์ระบบสุริยะ กระบวนการสะสมมวลจากการชนกันแบบเหนียวแน่นทำให้เกิดการรวมตัวของอนุภาคขนาดเล็ก ซึ่งค่อยๆ เพิ่มขนาดขึ้น เมื่อกลุ่มก้อนมีมวลมากพอ พวกมันก็สามารถดึงดูดวัตถุอื่นๆ ผ่านแรงดึงดูดของแรงโน้มถ่วงและกลายเป็นดาวเคราะห์น้อยการสะสม มวลด้วยแรงโน้มถ่วงนี้ ทำให้เกิดการก่อตัวของดาวเคราะห์^{[ 42 ]}

ดาวเคราะห์น้อยภายในบริเวณที่จะกลายเป็นแถบดาวเคราะห์น้อยถูกรบกวน อย่างมาก จากแรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสบดี^{[ 43 ]}การสั่นพ้องของวงโคจรเกิดขึ้นเมื่อคาบการโคจรของวัตถุในแถบนั้นเป็นเศษส่วนจำนวนเต็มของคาบการโคจรของดาวพฤหัสบดี ทำให้วัตถุนั้นถูกรบกวนให้โคจรในวงโคจรที่แตกต่างออกไป บริเวณที่อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดีมีการสั่นพ้องของวงโคจรดังกล่าวอยู่มากมาย เมื่อดาวพฤหัสบดีเคลื่อนตัวเข้าด้านในหลังจากก่อตัวขึ้น การสั่นพ้องเหล่านี้จะกวาดไปทั่วแถบดาวเคราะห์น้อย กระตุ้นประชากรในบริเวณนั้นอย่างมีพลวัตและเพิ่มความเร็วของพวกมันเมื่อเทียบกับกันและกัน^{[ 44 ]} ในบริเวณที่ความเร็วเฉลี่ยของการชนกันสูงเกินไป การแตกกระจายของดาวเคราะห์น้อยมีแนวโน้มที่จะครอบงำการรวมตัวกัน^{[ 45 ]}ป้องกันการก่อตัวของดาวเคราะห์ แทนที่จะเป็นเช่นนั้น พวกมันยังคงโคจรรอบดวงอาทิตย์ต่อไปเช่นเดิม และชนกันเป็นครั้งคราว^{[ 43 ]}

ในช่วงต้นประวัติศาสตร์ของระบบสุริยะ ดาวเคราะห์น้อยได้หลอมละลายไปบ้าง ทำให้ธาตุต่างๆ ภายในดาวเคราะห์น้อยเหล่านั้นสามารถแยกออกจากกันตามมวลได้ ดาวเคราะห์น้อยที่เป็นต้นกำเนิดบางดวงอาจเคยผ่านช่วงเวลาของการระเบิดของภูเขาไฟและก่อตัวเป็น มหาสมุทร แมกมา อย่างไรก็ตาม เนื่องจากขนาดของดาวเคราะห์น้อยค่อนข้างเล็ก ช่วงเวลาของการหลอมละลายจึงสั้นมากเมื่อเทียบกับดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ และโดยทั่วไปแล้วได้สิ้นสุดลงเมื่อประมาณ 4.5 พันล้านปีก่อน ในช่วงหลายสิบล้านปีแรกของการก่อตัว^{[ 46 ]}ในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2550 การศึกษา ผลึก เซอร์คอนในอุกกาบาตแอนตาร์กติกาที่เชื่อว่ามีต้นกำเนิดมาจากเวสตา ชี้ให้เห็นว่าอุกกาบาตดวงนี้ และโดยนัยเดียวกัน ดาวเคราะห์น้อยแถบอื่นๆ ได้ก่อตัวขึ้นอย่างรวดเร็วภายใน 10 ล้านปีหลังจากการกำเนิดของระบบสุริยะ^{[ 47 ]}

ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้ไม่ใช่ตัวอย่างที่บริสุทธิ์ของระบบสุริยะดั้งเดิม พวกมันได้ผ่านวิวัฒนาการมาอย่างมากนับตั้งแต่การก่อตัว รวมถึงความร้อนภายใน (ในช่วงไม่กี่สิบล้านปีแรก) การหลอมละลายของพื้นผิวจากการชน การผุ กร่อนใน อวกาศจากรังสี และการถูกชนโดยไมโครอุกกาบาต [ ^{48 ] [ 49 ] [ 50 ] [ 51 ] แม้ว่า}นักวิทยาศาสตร์บางคนจะเรียกดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้ว่าดาวเคราะห์น้อยที่เหลืออยู่^{[ 52 ]}แต่นักวิทยาศาสตร์คนอื่นๆ ถือว่าพวกมันแตกต่างกัน^{[ 53 ]}

เชื่อกันว่าแถบดาวเคราะห์น้อยในปัจจุบันมีมวลเพียงเศษเสี้ยวเล็กน้อยของแถบดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิม การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ชี้ให้เห็นว่าแถบดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมอาจมีมวลเทียบเท่ากับโลก^{[ 54 ]}ส่วนใหญ่เป็นเพราะการรบกวนของแรงโน้มถ่วง วัสดุส่วนใหญ่ถูกขับออกจากแถบภายในเวลาประมาณ 1 ล้านปีหลังจากการก่อตัว เหลือมวลน้อยกว่า 0.1% ของมวลดั้งเดิม^{[ 43 ]}นับตั้งแต่การก่อตัว การกระจายขนาดของแถบดาวเคราะห์น้อยยังคงค่อนข้างคงที่ ไม่มีการเพิ่มขึ้นหรือลดลงอย่างมีนัยสำคัญในขนาดทั่วไปของดาวเคราะห์น้อยในแถบหลัก^{[ 55 ]}

การโคจรแบบเรโซแนนซ์ 4:1 กับดาวพฤหัสบดี ที่รัศมี 2.06  หน่วยดาราศาสตร์ (AU) สามารถถือได้ว่าเป็นขอบเขตด้านในของแถบดาวเคราะห์น้อย การรบกวนจากดาวพฤหัสบดีทำให้วัตถุที่หลงเข้ามาอยู่ในวงโคจรที่ไม่เสถียร วัตถุส่วนใหญ่ที่ก่อตัวขึ้นภายในรัศมีของช่องว่างนี้ถูกกวาดไปโดยดาวอังคาร (ซึ่งมีจุดไกลสุดจากดวงอาทิตย์ที่ 1.67 AU) หรือถูกขับออกไปโดยการรบกวนจากแรงโน้มถ่วงของดาวอังคารในช่วงต้นประวัติศาสตร์ของระบบสุริยะ^{[ 56 ]}ดาวเคราะห์น้อยฮังกาเรียอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าการโคจรแบบเรโซแนนซ์ 4:1 แต่ได้รับการปกป้องจากการถูกทำลายเนื่องจากความเอียงสูง^{[ 57 ]}

เมื่อแถบดาวเคราะห์น้อยก่อตัวขึ้นครั้งแรก อุณหภูมิที่ระยะห่าง 2.7 AU จากดวงอาทิตย์ได้ก่อให้เกิด " เส้นหิมะ " ซึ่งอยู่ต่ำกว่าจุดเยือกแข็งของน้ำ ดาวเคราะห์น้อยที่ก่อตัวขึ้นนอกรัศมีนี้สามารถสะสมน้ำแข็งได้^{[ 58 ] [ 59 ]} ในปี 2549 มีการค้นพบกลุ่มดาวหางในแถบดาวเคราะห์น้อยที่อยู่นอกเส้นหิมะ ซึ่งอาจเป็นแหล่งน้ำสำหรับมหาสมุทรของโลก ตามแบบจำลองบางแบบการระเหยของน้ำในช่วงการก่อตัวของโลกไม่เพียงพอที่จะก่อให้เกิดมหาสมุทร จึงจำเป็นต้องมีแหล่งน้ำภายนอก เช่น การพุ่งชนของดาวหาง^{[ 60 ]}

แถบดาวเคราะห์น้อยชั้นนอกประกอบด้วยวัตถุที่เป็นน้ำแข็งจำนวนหนึ่งซึ่งอาจถูกฝังไว้ที่นั่นในช่วงไม่กี่ร้อยปีที่ผ่านมา หนึ่งในวัตถุเหล่านี้คือดาวหางควาซีฮิลดา 362P/ (457175) 2008 GO 98ซึ่งเชื่อกันว่าเป็นเซนทอร์ เดิม ที่ถูกส่งไปยังแถบดาวเคราะห์น้อยชั้นนอกผ่านการเข้าใกล้ดาวพฤหัสบดี^{[ 61 ]}

ตรงกันข้ามกับภาพที่นิยมกันทั่วไป แถบดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ว่างเปล่า ดาวเคราะห์น้อยกระจายตัวอยู่ทั่วพื้นที่ขนาดใหญ่มากจนการเข้าถึงดาวเคราะห์น้อยโดยไม่เล็งอย่างระมัดระวังเป็นไปได้ยาก^{[ 63 ]}อย่างไรก็ตาม ปัจจุบันมีดาวเคราะห์น้อยที่รู้จักอยู่หลายแสนดวง และจำนวนรวมทั้งหมดมีตั้งแต่หลายล้านดวงขึ้นไป ขึ้นอยู่กับขนาดขั้นต่ำที่ใช้ ดาวเคราะห์น้อยกว่า 200 ดวงมีขนาดใหญ่กว่า 100 กิโลเมตร^{[ 64 ]}และการสำรวจในช่วงคลื่นอินฟราเรดแสดงให้เห็นว่าแถบดาวเคราะห์น้อยมีดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 1 กิโลเมตรขึ้นไปอยู่ระหว่าง 700,000 ถึง 1.7 ล้านดวง^{[ 65 ]}

จำนวนดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่องในขณะที่ขนาดลดลง แม้ว่าการกระจายขนาดโดยทั่วไปจะเป็นไปตามกฎกำลังแต่ก็มี "ความผิดปกติ" ในเส้นโค้งที่ประมาณ5 กม . และที่ ระยะ 100 กม.จะพบดาวเคราะห์น้อยมากกว่าที่คาดการณ์ไว้จากเส้นโค้งดังกล่าว ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่มีขนาดใหญ่กว่าประมาณ 100 กม.ดาวเคราะห์น้อยที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 120 กม.เป็นดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมที่รอดมาจากยุคการก่อตัว ในขณะที่ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กส่วนใหญ่เป็นผลผลิตจากการแตกตัวของดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิม ประชากรดั้งเดิมของแถบหลักอาจมีจำนวนมากกว่าในปัจจุบันถึง 200 เท่า^{[ 66 ] [ 67 ]}

โดยเฉลี่ยแล้วระยะห่างระหว่างดาวเคราะห์น้อยอยู่ที่ประมาณ 965,600 กม. (600,000 ไมล์) ^{[ 68 ] [ 69 ]}แม้ว่าระยะห่างนี้จะแตกต่างกันไปในแต่ละกลุ่มดาวเคราะห์น้อย และดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กที่ยังไม่ถูกตรวจพบอาจอยู่ใกล้กว่านี้ก็ได้ มวลรวมของแถบดาวเคราะห์น้อยนั้นคาดว่าอยู่ที่2.39 × 10 ²¹กิโลกรัม ซึ่งคิดเป็น 3% ของมวลของดวงจันทร์^{[ 2 ]}วัตถุขนาดใหญ่ที่สุดสี่ชิ้น ได้แก่ เซเรส เวสตา พัลลัส และไฮจีอา มีมวลรวมกันประมาณ 62% ของมวลรวมของแถบดาวเคราะห์น้อย โดยเซเรสเพียงดวงเดียวมีมวลคิดเป็น 39% ^{[ 70 ] [ 5 ]}แถบดาวเคราะห์น้อยสามารถแบ่งออกเป็นสองส่วน คือ แถบชั้นในซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยที่อุดมด้วยซิลิเกต อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 2.8 AU และแถบชั้นนอกซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยที่อุดมด้วยคาร์บอน อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 3.2 AU ^{[ 71 ]}

แถบดาวเคราะห์น้อยในปัจจุบันประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยหลักๆ สามประเภท ได้แก่ ดาวเคราะห์น้อยคาร์บอนชนิด C ดาวเคราะห์น้อยซิลิเกต ชนิด Sและกลุ่มดาวเคราะห์น้อยชนิด X แบบผสม กลุ่มแบบผสมนี้มีสเปกตรัมที่ไม่มีลักษณะเฉพาะ แต่สามารถแบ่งออกเป็นสามกลุ่มตามการสะท้อนแสง ได้แก่ ดาวเคราะห์น้อย โลหะ ชนิด Mดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมชนิด P และ ดาวเคราะห์ น้อยเอนสตาไทต์ ชนิด E นอกจากนี้ยังพบดาวเคราะห์น้อยประเภทอื่นๆ ที่ไม่เข้ากับกลุ่มหลักเหล่านี้ มีแนวโน้มองค์ประกอบของประเภทดาวเคราะห์น้อยตามระยะทางที่เพิ่มขึ้นจากดวงอาทิตย์ โดยเรียงลำดับจาก S, C, P และ ชนิด Dที่ไม่มีลักษณะสเปกตรัม^{[ 73 ]}

ดาวเคราะห์น้อยคาร์บอนเนเชียสตามชื่อที่บ่งบอก คือดาวเคราะห์น้อยที่มีคาร์บอนเป็นองค์ประกอบหลัก พวกมันมีจำนวนมากในบริเวณรอบนอกของแถบดาวเคราะห์น้อย^{[ 74 ]}และพบได้น้อยในแถบชั้นใน^{[ 73 ]}โดยรวมแล้ว พวกมันประกอบขึ้นเป็นดาวเคราะห์น้อยที่มองเห็นได้มากกว่า 75% พวกมันมีสีแดงกว่าดาวเคราะห์น้อยอื่นๆ และมีค่าการสะท้อนแสง ต่ำ องค์ประกอบพื้นผิวของพวกมันคล้ายกับอุกกาบาตคาร์บอนเนเชียสคอนได รต์ ในทางเคมี สเปกตรัมของพวกมันตรงกับองค์ประกอบดั้งเดิมของระบบสุริยะยุคแรก โดยที่ไฮโดรเจน ฮีเลียม และสารระเหยถูกกำจัดออกไป^{[ 75 ]}

ดาวเคราะห์น้อย ประเภท S ( ที่อุดมไป ด้วยซิลิเกต ) พบได้บ่อยกว่าในบริเวณด้านในของแถบดาวเคราะห์น้อย ภายในระยะ 2.5 AU จากดวงอาทิตย์^{[ 74 ] [ 76 ]}สเปกตรัมของพื้นผิวเผยให้เห็นการมีอยู่ของซิลิเกตและโลหะบางชนิด แต่ไม่มีสารประกอบคาร์บอนที่สำคัญ ซึ่งบ่งชี้ว่าวัสดุของพวกมันได้รับการดัดแปลงอย่างมากจากองค์ประกอบดั้งเดิม อาจเกิดจากการหลอมเหลวและการก่อตัวใหม่ พวกมันมีค่าการสะท้อนแสงค่อนข้างสูงและคิดเป็นประมาณ 17% ของประชากรดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด^{[ 75 ]}

โดยทั่วไปแล้ว ดาวเคราะห์น้อยประเภท M (อุดมด้วยโลหะ) มักพบอยู่ตรงกลางของแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก และประกอบขึ้นเป็นส่วนใหญ่ของประชากรทั้งหมดที่เหลืออยู่^{[ 75 ]}สเปกตรัมของพวกมันคล้ายกับเหล็ก-นิกเกิล เชื่อกันว่าบางส่วนก่อตัวขึ้นจากแกนโลหะของวัตถุต้นกำเนิดที่แยกตัวออกมาซึ่งถูกทำลายจากการชนกัน อย่างไรก็ตาม สารประกอบซิลิเกตบางชนิดก็สามารถสร้างลักษณะที่คล้ายกันได้เช่นกัน ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์น้อยประเภท M ขนาดใหญ่22 Kalliopeดูเหมือนจะไม่ได้ประกอบด้วยโลหะเป็นหลัก^{[ 77 ]}ภายในแถบดาวเคราะห์น้อย การกระจายจำนวนของดาวเคราะห์น้อยประเภท M มีค่าสูงสุดที่กึ่งแกนเอกประมาณ 2.7 AU ^{[ 78 ]}ยังไม่ชัดเจนว่าดาวเคราะห์น้อยประเภท M ทั้งหมดมีองค์ประกอบที่คล้ายคลึงกันหรือไม่ หรือว่าเป็นป้ายกำกับสำหรับหลายสายพันธุ์ที่ไม่เข้ากับคลาส C และ S หลักอย่างลงตัว^{[ 79 ]}

ปริศนาประการหนึ่งคือความหายากของ ดาวเคราะห์น้อย ประเภท V (เวสทอยด์) หรือ ดาวเคราะห์ น้อยบะซอลต์ในแถบดาวเคราะห์น้อย^{[ 80 ]}ทฤษฎีการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยทำนายว่าวัตถุที่มีขนาดเท่ากับเวสตาหรือใหญ่กว่านั้นควรจะก่อตัวเป็นเปลือกและเนื้อใน ซึ่งประกอบด้วยหินบะซอลต์เป็นหลัก ส่งผลให้ดาวเคราะห์น้อยมากกว่าครึ่งหนึ่งประกอบด้วยบะซอลต์หรือโอลิวีนอย่างไรก็ตาม การสังเกตการณ์ชี้ให้เห็นว่าวัสดุบะซอลต์ที่คาดการณ์ไว้ 99% หายไป^{[ 81 ]}จนถึงปี 2001 เชื่อกันว่าวัตถุบะซอลต์ส่วนใหญ่ที่ค้นพบในแถบดาวเคราะห์น้อยมีต้นกำเนิดมาจากดาวเคราะห์น้อยเวสตา (จึงเป็นที่มาของชื่อประเภท V) แต่การค้นพบดาวเคราะห์น้อย1459 แมกเนียเผยให้เห็นองค์ประกอบทางเคมีที่แตกต่างเล็กน้อยจากดาวเคราะห์น้อยบะซอลต์อื่นๆ ที่ค้นพบจนถึงขณะนั้น ซึ่งชี้ให้เห็นถึงแหล่งกำเนิดที่แตกต่างกัน^{[ 81 ]}สมมติฐานนี้ได้รับการสนับสนุนจากการค้นพบดาวเคราะห์น้อยสองดวงในแถบชั้นนอกในปี 2550 ได้แก่7472 Kumakiriและ(10537) 1991 RY 16ซึ่งมีองค์ประกอบหินบะซอลต์ที่แตกต่างกันและไม่น่าจะมีต้นกำเนิดมาจากเวสต้า ดาวเคราะห์น้อยทั้งสองดวงนี้เป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท V เพียงสองดวงที่ค้นพบในแถบชั้นนอกจนถึงปัจจุบัน^{[ 80 ]}

อุณหภูมิของแถบดาวเคราะห์น้อยจะแปรผันตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์ สำหรับอนุภาคฝุ่นภายในแถบ อุณหภูมิโดยทั่วไปจะอยู่ระหว่าง 200 K (−73 °C) ที่ระยะ 2.2 AU ลงมาถึง 165 K (−108 °C) ที่ระยะ 3.2 AU ^{[ 83 ]}อย่างไรก็ตาม เนื่องจากการหมุน อุณหภูมิพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยอาจเปลี่ยนแปลงไปอย่างมาก เนื่องจากด้านข้างจะสัมผัสกับรังสีจากดวงอาทิตย์สลับกับรังสีจากดาวฤกษ์

วัตถุที่ไม่โดดเด่นอื่นๆ ในแถบชั้นนอกหลายดวงแสดง กิจกรรม คล้ายดาวหางเนื่องจากวงโคจรของพวกมันไม่สามารถอธิบายได้ผ่านการจับดาวหางแบบคลาสสิก จึงเชื่อกันว่าดาวเคราะห์น้อยชั้นนอกหลายดวงเป็นน้ำแข็ง โดยน้ำแข็งอาจระเหยกลายเป็นไอเป็นครั้งคราวจากการชนเล็กๆ ดาวหางในแถบหลักอาจเป็นแหล่งกำเนิดหลักของมหาสมุทรของโลก เนื่องจากอัตราส่วนดิวเทอเรียมต่อไฮโดรเจนต่ำเกินไปสำหรับดาวหางแบบคลาสสิกที่จะเป็นแหล่งกำเนิดหลัก^{[ 84 ]}

ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ในแถบดาวเคราะห์น้อยมีค่าความเยื้องศูนย์กลางวงโคจรน้อยกว่า 0.4 และค่าความเอียงน้อยกว่า 30° การกระจายตัวของวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยจะถึงจุดสูงสุดที่ค่าความเยื้องศูนย์กลางประมาณ 0.07 และค่าความเอียงต่ำกว่า 4° ^{[ 85 ]}ดังนั้น แม้ว่าดาวเคราะห์น้อยทั่วไปจะมีวงโคจรเป็นวงกลมค่อนข้างมากและอยู่ใกล้ระนาบสุริย วิถี แต่บางวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยอาจมีค่าความเยื้องศูนย์กลางสูงหรือเคลื่อนที่ออกไปนอกระนาบสุริยวิถีได้ไกล

บางครั้ง คำว่า "แถบหลัก" ถูกใช้เพื่ออ้างถึงเฉพาะบริเวณ "แกนกลาง" ที่มีความหนาแน่นมากกว่า ซึ่งเป็นบริเวณที่มีวัตถุหนาแน่นที่สุด บริเวณนี้อยู่ระหว่างช่องว่าง Kirkwood 4:1 และ 2:1 ที่ 2.06 และ 3.27 AU และที่ความเยื้องศูนย์กลางวงโคจรน้อยกว่าประมาณ 0.33 พร้อมกับความเอียง ของวงโคจร ต่ำกว่าประมาณ 20° ณ ปี 2006 บริเวณ "แกนกลาง" นี้มีดาวเคราะห์น้อยที่ค้นพบและกำหนดหมายเลขแล้วถึง 93% ของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดภายในระบบสุริยะ^{[ 86 ]}ฐานข้อมูลวัตถุขนาดเล็กของ JPLระบุรายชื่อดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักที่รู้จักมากกว่า 1 ล้านดวง^{[ 87 ]}

แกนกึ่งเอกของดาวเคราะห์น้อยใช้เพื่ออธิบายมิติของวงโคจรของมันรอบดวงอาทิตย์ และค่าของแกนกึ่งเอกนี้จะกำหนดคาบการโคจร ของดาวเคราะห์น้อย ในปี พ.ศ. 2409 แดเนียล เคิร์กวูดประกาศการค้นพบช่องว่างในระยะทางของวงโคจรของวัตถุเหล่านี้จากดวงอาทิตย์ ช่องว่างเหล่านี้ตั้งอยู่ในตำแหน่งที่คาบการโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นเศษส่วนจำนวนเต็มของคาบการโคจรของดาวพฤหัสบดี เคิร์กวูดเสนอว่าการรบกวนจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ทำให้ดาวเคราะห์น้อยถูกผลักออกจากวงโคจรเหล่านี้^{[ 88 ]}

เมื่อคาบการโคจรเฉลี่ยของดาวเคราะห์น้อยเป็นเศษส่วนจำนวนเต็มของคาบการโคจรของดาวพฤหัสบดีจะเกิดการสั่นพ้องของการเคลื่อนที่เฉลี่ย กับดาวเคราะห์ยักษ์ก๊าซ ซึ่งเพียงพอที่จะรบกวนดาวเคราะห์น้อยให้มี องค์ประกอบวงโคจร ใหม่ ดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมเข้าสู่ช่องว่างเหล่านี้เนื่องจากการเคลื่อนที่ของวงโคจรของดาวพฤหัสบดี^{[ 89 ]}ต่อมา ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่จะเคลื่อนที่เข้าสู่วงโคจรช่องว่างเหล่านี้เนื่องจากผลของ Yarkovsky [ ^{73 ] แต่ก็อาจเข้ามาเนื่องจากการรบกวนหรือการชนกันได้เช่นกัน หลังจากเข้ามาแล้ว ดาวเคราะห์น้อยจะค่อยๆ ถูกผลักเข้าสู่วงโคจรแบบสุ่มที่แตกต่างกัน โดย มี}แกนกึ่งเอกที่ใหญ่ขึ้นหรือเล็กลง

ความหนาแน่นของดาวเคราะห์น้อยที่สูงทำให้เกิดสภาพแวดล้อมที่มีกิจกรรมสูง ซึ่งการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยเกิดขึ้นบ่อยครั้ง (ใน ช่วง เวลาที่ยาวนาน ) คาดว่า เหตุการณ์การชนกันระหว่างวัตถุในแถบหลักที่มีรัศมีเฉลี่ย 10 กิโลเมตร จะเกิดขึ้นประมาณทุกๆ 10 ล้านปี^{[ 90 ]}การชนกันอาจทำให้ดาวเคราะห์น้อยแตกออกเป็นชิ้นเล็กๆ จำนวนมาก (นำไปสู่การก่อตัวของกลุ่มดาวเคราะห์ น้อยใหม่ ) ^{[ 91 ]}ในทางกลับกัน การชนกันที่เกิดขึ้นด้วยความเร็วสัมพัทธ์ต่ำอาจทำให้ดาวเคราะห์น้อยสองดวงรวมกันได้ หลังจากกระบวนการดังกล่าวผ่านไปกว่า 4 พันล้านปี สมาชิกของแถบดาวเคราะห์น้อยในปัจจุบันจึงมีลักษณะที่แตกต่างจากประชากรดั้งเดิมอย่างมาก

หลักฐานบ่งชี้ว่าดาวเคราะห์น้อยแถบหลักส่วนใหญ่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางระหว่าง 200 เมตรถึง 10 กิโลเมตรเป็นกองเศษหินที่เกิดจากการชนกัน วัตถุเหล่านี้ประกอบด้วยวัตถุรูปร่างไม่สม่ำเสมอจำนวนมากซึ่งส่วนใหญ่ยึดติดกันด้วยแรงโน้มถ่วงของตัวเอง ส่งผลให้มีรูพรุนภายในจำนวนมาก[ 92 ^{]นอกจากดาวเคราะห์}น้อยแล้ว แถบดาวเคราะห์น้อยยังประกอบด้วยแถบฝุ่นที่มีรัศมีอนุภาคสูงถึงไม่กี่ร้อยไมโครเมตรวัสดุละเอียดนี้เกิดขึ้นอย่างน้อยบางส่วนจากการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อย และจากการพุ่งชนของอุกกาบาตขนาดเล็กบนดาวเคราะห์น้อย เนื่องจากปรากฏการณ์ Poynting–Robertsonแรงดันของรังสีจากดวงอาทิตย์ทำให้ฝุ่นนี้ค่อยๆ หมุนวนเข้าหาดวงอาทิตย์^{[ 93 ]}

การรวมกันของฝุ่นดาวเคราะห์น้อยละเอียดนี้ รวมถึงวัสดุจากดาวหางที่ถูกขับออกมา ทำให้เกิดแสงจักรราศีแสงออโรร่าจางๆ นี้สามารถมองเห็นได้ในเวลากลางคืน โดยทอดยาวจากทิศทางของดวงอาทิตย์ไปตามระนาบสุริยวิถีอนุภาคดาวเคราะห์น้อยที่ทำให้เกิดแสงจักรราศีที่มองเห็นได้มีรัศมีเฉลี่ยประมาณ 40 ไมโครเมตร อายุขัยโดยทั่วไปของอนุภาคเมฆจักรราศีในแถบหลักอยู่ที่ประมาณ 700,000 ปี ดังนั้น เพื่อรักษาแถบฝุ่นไว้ อนุภาคใหม่จะต้องถูกผลิตขึ้นอย่างต่อเนื่องภายในแถบดาวเคราะห์น้อย^{[ 93 ]}เคยคิดกันว่าการชนกันของดาวเคราะห์น้อยเป็นองค์ประกอบหลักของแสงจักรราศี อย่างไรก็ตาม การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์โดย Nesvorný และเพื่อนร่วมงานระบุว่า 85 เปอร์เซ็นต์ของฝุ่นแสงจักรราศีเกิดจากการแตกตัวของดาวหางตระกูลดาวพฤหัสบดี มากกว่าดาวหางและการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยในแถบดาวเคราะห์น้อย มีฝุ่นเพียง 10 เปอร์เซ็นต์เท่านั้นที่มาจากแถบดาวเคราะห์น้อย^{[ 94 ]}

เศษซากบางส่วนจากการชนกันสามารถก่อตัวเป็นอุกกาบาตที่เข้าสู่ชั้นบรรยากาศของโลกได้^{[ 95 ]}จากอุกกาบาต 50,000 ชิ้น ที่พบในโลกจนถึงปัจจุบัน เชื่อกันว่า 99.8 เปอร์เซ็นต์มีต้นกำเนิดมาจากแถบดาวเคราะห์น้อย^{[ 96 ]}

เมื่อปี พ.ศ. 2461 นักดาราศาสตร์ชาวญี่ปุ่นคิโยสึกุ ฮิรายามะสังเกตเห็นว่าวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยบางดวงมีพารามิเตอร์ที่คล้ายคลึงกัน ก่อตัวเป็นกลุ่มหรือตระกูล^{[ 97 ]}

ประมาณหนึ่งในสามของดาวเคราะห์น้อยในแถบดาวเคราะห์น้อยเป็นสมาชิกของกลุ่มดาวเคราะห์น้อย กลุ่มเหล่านี้มีองค์ประกอบวงโคจร ที่คล้ายคลึงกัน เช่นแกนกึ่งเอกความเยื้องศูนย์และความเอียงของวงโคจรรวมถึงลักษณะสเปกตรัมที่คล้ายคลึงกัน ซึ่งบ่งชี้ถึงต้นกำเนิดร่วมกันจากการแตกตัวของวัตถุขนาดใหญ่ การแสดงผลกราฟิกของคู่องค์ประกอบเหล่านี้สำหรับสมาชิกของแถบดาวเคราะห์น้อยแสดงให้เห็นถึงความเข้มข้นที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของกลุ่มดาวเคราะห์น้อย มีกลุ่มประมาณ 20 ถึง 30 กลุ่มที่มีแนวโน้มว่าเป็นกลุ่มดาวเคราะห์น้อย นอกจากนี้ยังพบกลุ่มเพิ่มเติมที่ไม่แน่นอน กลุ่มดาวเคราะห์น้อยสามารถยืนยันได้เมื่อสมาชิกแสดงลักษณะสเปกตรัมที่คล้ายคลึงกัน^{[ 98 ]}กลุ่มดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กเรียกว่ากลุ่มหรือกระจุก

กลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่โดดเด่นที่สุดบางกลุ่มในแถบดาวเคราะห์น้อย (เรียงตามลำดับแกนกึ่งเอกที่เพิ่มขึ้น) ได้แก่กลุ่มฟลอร่ายูโนเมีย โคโรนิสอีออสและเธมิส^{[ 78 ]}กลุ่มฟลอร่า ซึ่งเป็นหนึ่งในกลุ่มที่ใหญ่ที่สุด มีสมาชิกที่รู้จักมากกว่า 800 กลุ่ม อาจก่อตัวขึ้นจากการชนกันเมื่อไม่ถึง 1 พันล้านปีก่อน^{[ 99 ]} ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดที่เป็นสมาชิกที่แท้จริงของกลุ่มคือ 4 เวสต้า (ซึ่งแตกต่างจากดาวเคราะห์น้อยที่เข้ามาแทรกแซง ในกรณีของเซเรสกับกลุ่มเกฟิออน ) เชื่อกันว่า กลุ่มเวสต้าก่อตัวขึ้นจากการชนที่ทำให้เกิดหลุมอุกกาบาตบนเวสต้า ใน ทำนองเดียวกัน อุกกาบาต HEDอาจมีต้นกำเนิดมาจากเวสต้าอันเป็นผลมาจากการชนกันครั้งนี้ เช่นกัน ^{[ 100 ]}

พบแถบฝุ่นที่โดดเด่นสามแถบภายในแถบดาวเคราะห์น้อย แถบเหล่านี้มีความเอียงวงโคจรคล้ายกับกลุ่มดาวเคราะห์น้อยอีออส โคโรนิส และเธมิส ดังนั้นจึงอาจมีความเกี่ยวข้องกับกลุ่มเหล่านั้น^{[ 101 ]}

วิวัฒนาการของแถบดาวเคราะห์น้อยหลักหลังจากการระดมยิงครั้งใหญ่ในช่วงปลายน่าจะได้รับผลกระทบจากการผ่านของเซนทอร์ขนาดใหญ่และวัตถุเหนือดาวเนปจูน (TNOs) เซนทอร์และ TNOs ที่มาถึงระบบสุริยะชั้นในสามารถปรับเปลี่ยนวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักได้ แม้ว่าจะเป็นไปได้ก็ต่อเมื่อมวลของพวกมันอยู่ในระดับ 1 × 10 ⁻⁹  M _☉ (2.0 × 10 ²¹  kg) สำหรับการเผชิญหน้าเพียงครั้งเดียว หรือน้อยกว่าหนึ่งอันดับในกรณีของการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดหลายครั้ง อย่างไรก็ตาม เซนทอร์และ TNOs ไม่น่าจะทำให้กลุ่มดาวเคราะห์น้อยอายุน้อยในแถบหลักกระจายตัวออกไปอย่างมีนัยสำคัญ แม้ว่าพวกมันอาจรบกวนกลุ่มดาวเคราะห์น้อยเก่าบางกลุ่มได้ ดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักในปัจจุบันที่กำเนิดมาจากเซนทอร์หรือวัตถุเหนือดาวเนปจูนอาจอยู่ในแถบด้านนอกที่มีอายุขัยสั้นกว่า 4 ล้านปี โดยมีแนวโน้มที่จะโคจรอยู่ระหว่าง 2.8 ถึง 3.2 AU ที่ความเยื้องศูนย์กลางมากกว่าปกติของดาวเคราะห์น้อยในแถบหลัก^{[ 102 ]}

กลุ่มดาวเคราะห์น้อยฮัง กาเรีย (Hungaria family ) ตั้งอยู่บริเวณขอบด้านในของเข็มขัด (มีระยะห่างระหว่าง 1.78 ถึง 2.0 AU โดยมีแกนกึ่งเอกเฉลี่ย 1.9 AU) กลุ่มนี้ ตั้งชื่อตามสมาชิกหลักคือ434 ฮังกา เรีย (434 Hungaria ) โดยมีดาวเคราะห์น้อยที่มีชื่ออย่างน้อย 52 ดวง กลุ่มฮังกาเรียแยกจากกลุ่มดาวเคราะห์น้อยหลักด้วยช่องว่างเคิร์กวูด (Kirkwood gap) อัตราส่วน 4:1 และวงโคจรของกลุ่มนี้มีความเอียงสูง สมาชิกบางส่วนอยู่ในกลุ่มดาวเคราะห์น้อยที่โคจรตัดกับดาวอังคาร และการรบกวนจากแรงโน้มถ่วงของดาวอังคารน่าจะเป็นปัจจัยหนึ่งที่ทำให้จำนวนประชากรทั้งหมดของกลุ่มนี้ลดลง^{[ 57 ]}

กลุ่มดาวเคราะห์น้อยอีกกลุ่มหนึ่งที่มีความเอียงสูงในส่วนด้านในของแถบดาวเคราะห์น้อยคือกลุ่มโฟเคียกลุ่มนี้ประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยประเภท S เป็นหลัก ในขณะที่กลุ่มฮังกาเรียที่อยู่ใกล้เคียงมีดาวเคราะห์น้อยประเภท E อยู่ บ้าง^{[ 103 ]}กลุ่มโฟเคียโคจรอยู่ระหว่าง 2.25 ถึง 2.5 AU จากดวงอาทิตย์^{[ 104 ]}

กลุ่มดาวเคราะห์น้อยไซเบลโคจรอยู่ใกล้ขอบด้านนอกของแถบดาวเคราะห์น้อยโดยโคจรอยู่ระหว่าง 3.3 ถึง 3.5 AU กลุ่มดาวเคราะห์น้อยฮิลดาโคจรอยู่ระหว่าง 3.5 ถึง 4.2 AU โดยมีวงโคจรค่อนข้างเป็นวงกลมและมีอัตราส่วนการโคจร 3:2 ที่เสถียรกับดาวพฤหัสบดี มีดาวเคราะห์น้อยเพียงไม่กี่ดวงที่อยู่ไกลเกิน 4.2 AU จนถึงวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ณ วงโคจรของดาวพฤหัสบดีนั้น สามารถพบ ดาวเคราะห์ น้อยโทรจันสองกลุ่ม ซึ่งอย่างน้อยสำหรับวัตถุที่มีขนาดใหญ่กว่า 1 กม. จะมีจำนวนมากพอๆ กับดาวเคราะห์น้อยในแถบดาวเคราะห์น้อย^{[ 105 ]}

ในทางดาราศาสตร์ กลุ่มดาวเคราะห์น้อยบางกลุ่มก่อตัวขึ้นเมื่อไม่นานมานี้กลุ่มคารินก่อตัวขึ้นเมื่อประมาณ 5.7 ล้านปีก่อนจากการชนกับดาวเคราะห์น้อยต้นกำเนิดที่มีรัศมี 33 กิโลเมตร^{[ 106 ]}กลุ่มเวริทัสก่อตัวขึ้นเมื่อประมาณ 8.3 ล้านปีก่อน หลักฐานรวมถึงฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ที่กู้คืนได้จากตะกอนในมหาสมุทร^{[ 107 ]}

เมื่อไม่นานมานี้กระจุกดาว Daturaดูเหมือนจะก่อตัวขึ้นเมื่อประมาณ 530,000 ปีก่อนจากการชนกับดาวเคราะห์น้อยในแถบหลัก การประมาณอายุขึ้นอยู่กับความน่าจะเป็นที่สมาชิกจะมีวงโคจรปัจจุบัน มากกว่าหลักฐานทางกายภาพใดๆ อย่างไรก็ตาม กระจุกดาวนี้อาจเป็นแหล่งที่มาของฝุ่นจักรราศีบางส่วน^{[ 108 ] [ 109 ]}การก่อตัวของกระจุกดาวอื่นๆ เมื่อไม่นานมานี้ เช่นกระจุกดาว Iannini ( ประมาณ 1–5  ล้านปีก่อน) อาจเป็นแหล่งที่มาเพิ่มเติมของฝุ่นดาวเคราะห์น้อยนี้^{[ 110 ]}

ยานอวกาศลำแรกที่เดินทางผ่านแถบดาวเคราะห์น้อยคือPioneer 10ซึ่งเข้าสู่บริเวณนี้เมื่อวันที่ 16 กรกฎาคม พ.ศ. 2515 ในขณะนั้น มีความกังวลว่าเศษซากในแถบดาวเคราะห์น้อยจะเป็นอันตรายต่อยานอวกาศ แต่หลังจากนั้น ยานอวกาศหลายลำก็เดินทางผ่านแถบนี้ได้อย่างปลอดภัยโดยไม่มีเหตุการณ์ใดๆ เกิดขึ้นPioneer 11 , Voyager 1และ2และUlyssesผ่านแถบนี้โดยไม่ได้ถ่ายภาพดาวเคราะห์น้อยใดๆCassiniวัดพลาสมาและฝุ่นละอองละเอียดขณะเดินทางผ่านแถบนี้ในปี พ.ศ. 2543 ^{[ 111 ]}ระหว่างทางไปดาวพฤหัสบดีJunoเดินทางผ่านแถบดาวเคราะห์น้อยโดยไม่ได้เก็บข้อมูลทางวิทยาศาสตร์^{[ 112 ]}เนื่องจากความหนาแน่นของวัสดุภายในแถบต่ำ โอกาสที่ยานสำรวจจะชนกับดาวเคราะห์น้อยจึงคาดว่าน้อยกว่า 1 ใน 1 พันล้าน^{[ 113 ]}

ดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักส่วนใหญ่ที่ถูกถ่ายภาพมาจนถึงปัจจุบัน มาจากการบินผ่านใน ระยะเวลาสั้นๆ โดยยานสำรวจที่มุ่งหน้าไปยังเป้าหมายอื่นๆ มีเพียง ภารกิจ ดอว์น เท่านั้น ที่ศึกษาดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักเป็นระยะเวลานานในวงโคจร ยาน อวกาศ กาลิเลโอถ่ายภาพ951 Gaspraในปี 1991 และ243 Idaในปี 1993 จากนั้นNEARถ่ายภาพ253 Mathildeในปี 1997 และลงจอดบนดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก433 Erosในเดือนกุมภาพันธ์ 2001 ยานแคสสินีถ่ายภาพ2685 Masurskyในปี 2000 ยานสตาร์ดัสต์ถ่ายภาพ5535 Annefrankในปี 2002 ยานนิวฮอไรซันส์ถ่ายภาพ132524 APLในปี 2006 และยานโรเซตตาถ่ายภาพ2867 Šteinsในเดือนกันยายน 2008 และ21 Lutetiaในเดือนกรกฎาคม 2010 ยานดอว์นโคจรรอบเวสตา ระหว่างเดือนกรกฎาคม 2011 ถึงเดือนกันยายน 2012 และโคจรรอบเซเรสตั้งแต่เดือนมีนาคม 2015 ^{[ 114 ]}ยาน สำรวจอวกาศ ลูซีบินผ่าน152830 Dinkineshในปี 2023 และ52246 Donaldjohansonในปี 2025 กำลังเดินทางไปศึกษาดาวพฤหัสบดีโทรจัน^{[ 115 ] [ 116 ]}

ณ ปี 2026 มีภารกิจในอนาคตและภารกิจที่เสนอไปยังแถบดาวเคราะห์น้อยหลายภารกิจ ยานอวกาศPsyche ของ NASA จะเข้าสู่วงโคจรรอบดาวเคราะห์น้อยประเภท M ขนาดใหญ่16 Psycheในปี 2029 ^{[ 117 ]}นอกจากนี้Tianwen-2มีกำหนดจะไปเยือนดาวหาง311P/PanSTARRS ในแถบหลัก ในปี 2035 ^{[ 118 ]} ยาน อวกาศMBR Explorer ของ UAESAในอนาคตซึ่งวางแผนจะปล่อยในปี 2028 จะไปเยือนดาวเคราะห์น้อยในแถบหลัก10253 Westerwald , 623 Chimaera , 13294 Rockox , 88055 Ghaf , 23871 Oushaและ59980 Mozaและเข้าสู่วงโคจรและลงจอดบน269 Justitiaในปี 2035 ^{[ 119 ]}

วิกิมีเดียคอมมอน ส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับดาวเคราะห์น้อยในแถบหลัก

• Arnett, William A. (26 กุมภาพันธ์ 2549). "ดาวเคราะห์น้อย" . ดาวเคราะห์ทั้งเก้าดวง. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 18 เมษายน 2550. สืบค้นเมื่อ20 เมษายน 2550 .
• หน้าเว็บเกี่ยวกับดาวเคราะห์น้อยที่เว็บไซต์สำรวจระบบสุริยะของ NASA
• เคน, เฟรเซอร์. "แถบดาวเคราะห์น้อย" . ยูนิเวอร์แซล ทูเดย์ . เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 7 มีนาคม 2551 . สืบค้นเมื่อ1 เมษายน 2551 .
• "แถบดาวเคราะห์น้อยหลัก"บริษัท โซล เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 15 พฤษภาคม 2550 เรียกดูเมื่อวันที่ 20 เมษายน 2550
• Munsell, Kirk (16 กันยายน 2005). "ดาวเคราะห์น้อย: ภาพรวม" . โครงการสำรวจระบบสุริยะของ NASA. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 24 พฤษภาคม 2007. สืบค้นเมื่อ26 พฤษภาคม 2007 .
• กราฟแสดงความสัมพันธ์ระหว่างค่าความเยื้องศูนย์กลางกับแกนกึ่งเอกและค่าความเอียงกับแกนกึ่งเอกณ เว็บไซต์ Asteroid Dynamic Site
• "ดาวเคราะห์น้อย" . นาซา. 31 ตุลาคม 2549. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 11 เมษายน 2550. เรียกดูเมื่อวันที่ 20 เมษายน 2550 .
• "หัวข้ออวกาศ: ดาวเคราะห์น้อยและดาวหาง"สมาคมดาวเคราะห์. 2007. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 28 เมษายน 2550. สืบค้นเมื่อ20 เมษายน 2550 .