小行星带zt

轴排序）有花神星族、司法星族、鸦女星族,曙神星族、和司理星族。最大的小行星族是以灶神星为主的灶神星族（谷神星是属于gefion族的闯入者），相信是由形成灶神星上陨石坑的撞击造成的，而且hed陨石可能也是起源自这一次的撞击。

    在主带内也被找到三条明显的尘埃带，他们与曙神星、鸦女星、司理星有相似的轨道倾角，所以可能也属于这些家族。

    边缘

    在小行星带的内缘（距离在1.78和2.0天文单位之间，平均概念图，曙光号和小行星带半长轴1.9天文单位）有匈牙利族的小行星。们以匈牙利为主，至少包含52颗知名的小行星。匈牙利族的轨道都有高倾角，并被4：1的柯克伍德空隙与主带分隔开来。有些成员属于穿越火星轨道的小行星，并且可能是因为火星的扰动才使这个家族的成员减少。

    另一个在小行星主带外缘的高倾角家族是福后星族，轨道在距离太阳2.25到2.5天文单位之间。主要由s－型的小行星组成，在靠近匈牙利族的附近有一些e－型的小行星。

    最大家族之一的花神星族已知的成员超过800颗，可能是在十亿年前的撞击后形成的，主要分布在主带的内侧边缘。

    在主带的外缘有原神星族的小行星，轨道介于3.3至3.5天文单位之间，与木星有7：4的轨道共振。希尔达族的轨道介于3.5和4.2天文单位之间，与木星有3：2的轨道共振。相对来说，在4.2天文单位之外，直到与木星共轨的特洛伊小行星之间仍有少量的小行星。

    新家族

    证据显示新的小行星族仍在形成中（以天文学的时间尺度），karincluster显然是在570万年前在一颗直径约16公里的母体小行星碰撞后产生的。veritas族是在830万年前形成的，证据则来自沉积在海洋被复原的行星际尘埃。

    在更久远的过去，曼陀罗族诞生在4亿5千万年前主带中的碰撞，但年龄的估计只是根据可能成员现在的轨道元素，而不是所有的物理特征。不过，这一群可以做为黄道带尘埃的一个材料来源。其他最近形成的群还有伊安尼尼群（大约在150万年前后），可以提供小行星带内尘埃的另一个来源。

    物理特征

    概念图，曙光号和灶神星与谷神星构造

    目前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、光谱特征都是太阳系早期的状态，但缺少一些较轻与易挥发的物质（如冰）。

    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。

    注：20世纪70年代，通过观察小行星的光谱发展出了分类系统，三种最常见的类型是c－型（碳质）、s－型（硅酸盐）和m－型（金属）

    碰撞

    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。

    其它物质

    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。

    柯克伍德空隙

    参看柯克伍德空隙

    小行星半长轴分布图主要用于描述在太阳附近小行星的范围，它的价值在可以推断小行星的轨道周期。就所有小行星的半长轴而论，在主带会出现引人注目的空隙。在这些半径上，小行星的平均轨道周期与木星的轨道周期呈现整数比，这样与气体巨星平均运动共振的结果，足以造成小行星轨道元素的改变。实际的效果是在这些空隙位置上的小行星会被推入半长轴更大或更小的不同轨道内。不过，因为小行星的轨道通常都是椭圆形的，还是有许多小行星会穿越过这些空隙，因而在实际的空间密度上，在这些空隙的小行星并不会比邻近的地区为低。

    这些箭头指出的就是小行星带内著名的柯克伍德空隙，主要的空隙与木星的平均运动共振为3：1、5：2、7：3和2：1。也就是说在3：1的柯克伍德空隙处的小行星在木星公转一圈时，会绕太阳公转三圈。在其他轨道共振较低的位置上，能找到的小行星也比邻近的区域少。（例如8：3共振小行星的半长轴为2.71天文单位。）

    柯克伍德空隙明显的将小行星带分割成三个区域：第一区是4：1（2.06天文单位）和3：1（2.5天文单位）的空隙；第二区接续第一区的终点至5：2（2.82天文单位）的共振空隙；第三区由第二区的外侧一直到2：1（3.28天文单位）的共振空隙。

    主带也明显的被分成内外二区带，内区带由靠近火星的的区域一直到3：1（2.5天文单位）共振的空隙，外区带一直延伸到接近木星轨道的附近。（也有些人以2：1共振空隙做为内外区带的分界，或是分成内、中、外三区。）

    其他资料

    ·目前小行星带所拥有的质量仅为原始小行星带的一小部分。电脑模拟的结果显示，小行星带原始的质量可能与地球相当。但由于重力干扰，在几百万年的形成周期过程中，大部份的物质都被抛射出去，残留下来的质量大概只有原来的千分之一。

    小行星带·当主带开始形成时，在距离太阳2.7au的地区就已形成了一条温度低于水的凝结点线（雪线），在这条线之外形成的星子能够累积冰。而在小行星带生成的主带彗星都在这条线之外，由此成为造成地球海洋的主要因素。

    ·由于在40亿年前，小行星带的大小和分布就已经稳定下来（相对于整个太阳系），也就是说小行星带的主带在大小上已经没有显著的增减变化。但小行星依然会受到许多随后过程的影响，如内部的热化、撞击造成的熔化、来自宇宙线和微流星体轰击的太空风化。

    ·主带内侧界线在与木星的轨道周期有4:1轨道共振处（2.06au处），任何天体都会因为轨道不稳定而被抛射出去。