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访过许颗小行星。根据它们的形貌探测与研究结果，科学家们发现，许多小行星表面崎岖嶙峋，布满了大大小小的撞击坑，表面上有许多大小不等的巨砾；和地球一样，小行星上也有许多沟槽（即小行星表面上的脊与谷），裂谷和裂缝（小行星表面上细小的开裂线）；而与地球上绝大多数沟槽和断裂，裂缝的成因不同，它们是由剧烈的碰撞形成的。
小行星带包含两种主要类型的小行星。在小行星带的外缘，靠近木星轨道的，以富含碳值的c-型小行星为主，此类小行星占总数的75%以上。与其它的小行星相比，颜色偏红而且反照率非常低。它们表面的组成与碳粒陨石相似，化学成分、光谱特征都是太阳。
靠近内侧的部分，距离太阳2.5天文单位，以含硅的s-型小行星较为常见，光谱显示其表面含有硅酸盐与一些金属，但碳质化合物的成分不明显。这表明它们与原始太阳系的成分有显著区别，可能由于太阳系早期的熔解机制，导致分化的结果。相对c-型小行星来说，此类小行星有着高反射率。在小行星带的整个族群中约占17%。
还有第三类的小行星，总数约占10%的m-型小行星。它们的光谱中含有类似铁-镍的谱线，显白色或轻微的红色，而没有吸收线的特征。m-型小行星推测是由核心以铁-镍为主母体经过毁灭性撞击形成。在主带内，m-型小行星主要分布在半长径2.7天文单位的轨道上。
测量小行星带中巨大小行星的自转周期显示有一个下限存在，直径大于100米的小行星，自转周期都超过2.2小时。虽然一个结实的物体可以用更高的速率自转，但当小行星的自转周期快过这个数值时，表面的离心力便会大于重力，因此表面所有的松散物质都会被抛离。这也说明直径超过100米的小行星实际上是在碰撞后的瓦砾堆中形成的。
小行星带高密度的天体分布使得彼此间的碰撞频繁（天文学的时间尺度）。在小行星带中半径为10公里的天体，平均每一千万年就会发生一次碰撞。碰撞会产生许多小行星的碎片（导致新的小行星族产生），而且一些碰撞的残骸可能会在进入地球的大气层并成为陨石。但当小行星以低速碰撞时，两颗小行星可能会结合在一起。在过去的40亿年中，还有一些小行星带的成员仍保持着原始的特征。
除了小行星的主体之外，小行星带中也包含了半径只有数百微米的尘埃微粒。这些细微颗粒至少有一部分是来自小行星之间的碰撞（或微小的陨石体对小行星的撞击）。由于坡印廷·罗伯逊阻力，来自太阳辐射的压力会使这些粒子以螺旋的路径缓慢的朝向太阳移动。
这些细小微粒带动彗星抛出的物质，产生了黄道光，这种微弱的辉光可以太阳西沉后的暮光中，沿着黄道面的平面上观察到。产生黄道光的颗粒半径大约为40微米，而这种颗粒可以维持的生命期通常是700,000年，因此必须有新产生的颗粒源源不断地来自小行星带。
在主带的小行星大约有三分之一属于不同家族的成员。同一家族的小行星来自同一个母体的碎片，共享着相似的轨道元素，像是半长轴、离心率、轨道倾角，还有相似的光谱。
由这些轨道元素的图型显示，在主带中的小行星集中成几个家族，大约有20–30个集团可以确定是小行星族，并且可能有共同的起源。还有一些可能是，但还不是很确定的。小行星族可以借由光谱的特征来进行辨认。较小的小行星集团称为组或群。
访过许颗小行星。根据它们的形貌探测与研究结果，科学家们发现，许多小行星表面崎岖嶙峋，布满了大大小小的撞击坑，表面上有许多大小不等的巨砾；和地球一样，小行星上也有许多沟槽（即小行星表面上的脊与谷），裂谷和裂缝（小行星表面上细小的开裂线）；而与地球上绝大多数沟槽和断裂，裂缝的成因不同，它们是由剧烈的碰撞形成的。
小行星带包含两种主要类型的小行星。在小行星带的外缘，靠近木星轨道的，以富含碳值的c-型小行星为主，此类小行星占总数的75%以上。与其它的小行星相比，颜色偏红而且反照率非常低。它们表面的组成与碳粒陨石相似，化学成分、光谱特征都是太阳。
靠近内侧的部分，距离太阳2.5天文单位，以含硅的s-型小行星较为常见，光谱显示其表面含有硅酸盐与一些金属，但碳质化合物的成分不明显。这表明它们与原始太阳系的成分有显著区别，可能由于太阳系早期的熔解机制，导致分化的结果。相对c-型小行星来说，此类小行星有着高反射率。在小行星带的整个族群中约占17%。
还有第三类的小行星，总数约占10%的m-型小行星。它们的光谱中含有类似铁-镍的谱线，显白色或轻微的红色，而没有吸收线的特征。m-型小行星推测是由核心以铁-镍为主母体经过毁灭性撞击形成。在主带内，m-型小行星主要分布在半长径2.7天文单位的轨道上。
测量小行星带中巨大小行星的自转周期显示有一个下限存在，直径大于100米的小行星，自转周期都超过2.2小时。虽然一个结实的物体可以用更高的速率自转，但当小行星的自转周期快过这个数值时，表面的离心力便会大于重力，因此表面所有的松散物质都会被抛离。这也说明直径超过100米的小行星实际上是在碰撞后的瓦砾堆中形成的。
小行星带高密度的天体分布使得彼此间的碰撞频繁（天文学的时间尺度）。在小行星带中半径为10公里的天体，平均每一千万年就会发生一次碰撞。碰撞会产生许多小行星的碎片（导致新的小行星族产生），而且一些碰撞的残骸可能会在进入地球的大气层并成为陨石。但当小行星以低速碰撞时，两颗小行星可能会结合在一起。在过去的40亿年中，还有一些小行星带的成员仍保持着原始的特征。
除了小行星的主体之外，小行星带中也包含了半径只有数百微米的尘埃微粒。这些细微颗粒至少有一部分是来自小行星之间的碰撞（或微小的陨石体对小行星的撞击）。由于坡印廷·罗伯逊阻力，来自太阳辐射的压力会使这些粒子以螺旋的路径缓慢的朝向太阳移动。
这些细小微粒带动彗星抛出的物质，产生了黄道光，这种微弱的辉光可以太阳西沉后的暮光中，沿着黄道面的平面上观察到。产生黄道光的颗粒半径大约为40微米，而这种颗粒可以维持的生命期通常是700,000年，因此必须有新产生的颗粒源源不断地来自小行星带。
在主带的小行星大约有三分之一属于不同家族的成员。同一家族的小行星来自同一个母体的碎片，共享着相似的轨道元素，像是半长轴、离心率、轨道倾角，还有相似的光谱。
由这些轨道元素的图型显示，在主带中的小行星集中成几个家族，大约有20–30个集团可以确定是小行星族，并且可能有共同的起源。还有一些可能是，但还不是很确定的。小行星族可以借由光谱的特征来进行辨认。较小的小行星集团称为组或群。