小行星带
小行星带（英语：Asteroid belt），又称主小行星带，简称主带，位于火星和木星轨道之间，距离太阳约在2.1到3.3天文单位之间。这一区域可能是地球生命和水体起源的重要线索之一。小行星带中拥有大量的小行星，占所有观测到的小行星数量的90%以上。根据光谱特征不同，小行星带内的小行星可分为碳质、硅酸盐和金属三类。直径超过1公里的小行星约有110万至190万颗，而小于1公里的小行星据估算有数百万颗。根据长半轴的位置和柯克伍德缺口，小行星带可划分为内、中央和外主带。
小行星带是太阳系演化中的一个关键阶段，被视为太阳系演化的“活化石”。它是原始太阳星云中微小行星的产物，这些微小行星是行星形成的前身。据估计，小行星带的原始质量可能与地球相当，但随着演化的进行，大部分物质被排出，留下的质量仅为原来的千分之一。小行星带中最大的小行星是谷神星，直径约为950公里，被认为是矮行星。其次是灶神星，直径为525公里，被视为HED石陨石的母体小行星。最早被发现的几颗小行星是“谷神星”（1 Ceres)、“智神星”(2 Pallas)、“婚神星”(3 Juno) 和“灶神星”(4 Vesta)，它们也是所有小行星中最大的四颗。
探测小行星带对于研究更广泛的太阳系起源和演化具有重要意义，然而，小行星带距离地球和太阳较远，探测器在能源、测控和导航等方面都面临一定挑战。20世纪80年代，一些探测任务在途中对小行星带进行了顺访探测。20世纪90年代开始实施了专门针对小行星带的探测任务。截至2024年，已经完成了9次小行星带探测任务，其中包括5次顺访任务和4次专访任务。小行星带的探测历程始于1969年夏天的先驱者10号任务，这是人类历史上第一艘成功穿越小行星带的航天器，为后续的深空探测任务奠定了基础。黎明号探测器在2011年7月至2012年9月期间环绕灶神星，随后自2015年3月起，开始环绕谷神星，这是首次有探测器对主带小行星进行如此详尽的考察，开启了人类探索太空的新纪元。Lucy太空探测器于2023年飞越了152830 Dinkinesh，预计2025年将飞越C型主带小行星52246 Donaldjohanson。
历史背景
命名
“小行星带”一词最早出现在19世纪50年代初，但具体是谁创造了这个词很难确定。据记录，第一次使用似乎是在1850年亚历山大·冯·洪堡（Alexander von Humboldt）的《宇宙》（Cosmos）一书的翻译中（由埃利斯·奥特（Elise Otté）翻译）：“每年11月13日和8月11日左右出现的流星可能是小行星带的一部分。”另一个早期的使用是在罗伯特·詹姆斯·曼（Robert James Mann）的《天体知识指南》（A Guide to the Knowledge of the Heavens）中：“小行星的轨道位于一个宽阔的空间带中。”美国天文学家本杰明·皮尔斯（Benjamin Peirce）似乎也采用了这个术语，并成为其推广者之一。
早期研究
1596年，约翰内斯·开普勒（Johannes Kepler）对几何图形中的调和比例的研究为人类探索宇宙产生了深远影响。他在研究火星和木星轨道之间存在的间隙时，提出了一种大胆的假设：在火星与木星轨道之间存在一颗未知行星。这一假设极大的启发了1801年谷神星的发现，并且早于该发现206年。
1766年，德国天文学家约翰·提丢斯（J. Titius）发现了太阳系内行星排列的一种规律，被称为提丢斯定律。根据这个定律，假设将太阳到土星之间的距离定为100个单位，那么水星、金星、地球、火星和木星与太阳的距离分别为4、7、10、16、52个单位。这个规律启发了人们对行星排列的研究。
1781年，著名天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）发现了天王星。根据提丢斯定律，天王星与太阳的距离应该是192个单位。将上述提丢斯的数列每一项都减去4，再加上土星和天王星的排序，得到的结果是：0、3、6、12、48、96、192。根据数列的排列规律，显然在12和48之间缺少了一个数字，即24。由此推测，有一颗位于火星（12）与木星（48）之间的行星级天体尚未被发现。20年后，谷神星被发现，证实了这一推测。
1801年，意大利神父兼天文学家朱赛普·皮亚齐（Giuseppe Piazzi）在金牛座偶然发现了一颗在星图上找不到的星。这颗星后来被著名约翰·卡尔·弗里德里希·高斯及其他天文学家计算并精确确定其运动轨道位于火星和木星之间，最终被确认为第一颗被发现的小行星—谷神星（1 Ceres）。谷神星的直径约为950公里，相当于月球直径的四分之一。为小行星带中最大的小行星，也被称之为矮行星。
1802年，天文学家威廉·奥尔伯斯（Wilhelm Olbers）同一区域内发现了另一个移动的物体，随后命名为智神星（2 Pallas），引起了科学界的轰动。后来，威廉·赫歇尔通过比较谷神星和智神星在地球视线下的尺寸来测量它们的大小，发现它们比其他已知的行星小得多。这促使威廉·赫歇尔将谷神星和智神星称为小行星，因为它们虽小但外观与行星类似。
1804年，卡尔·哈丁（Karl Harding）在同一区域内发现了第三颗小行星婚神星（3 Juno）。相比谷神星和智神星，婚神星要小得多，这一发现进一步证实了天文学家们对于太阳系中存在多颗小行星的猜测。
1807年，威廉·奥尔伯斯再次发现了一颗小行星，名叫灶神星（4 Vesta）。这颗小行星是历史上发现的第四颗小行星，同时也是太阳系中第二大的小行星。奥尔伯斯也因此成为了第一个发现两颗小行星的人。灶神星的发现标志着第一个小行星发现时代的结束。在接下来的1807年到1845年期间，并未发现其他新的小行星。
1845年，卡尔·亨克（Karl Ludwig Hencke）发现了第五颗小行星义神星（5 Astraea）。紧接着，新小行星发现的速度急速增加，截至1868年发现的小行星数目已有100颗。
1867年，丹尼尔·柯克伍德（Daniel Kirkwood）在研究主带小行星时发现了柯克伍德空隙。这些空隙位于木星轨道周期与小行星轨道周期成整数比的共振处，表现为小行星的分布稀少。而在其他周期比的共振处，小行星则有聚集现象。这一发现进一步加深了人们对主带小行星分布规律的理解。
快速发展
1891年，马克斯·沃尔夫（Max Wolf）引入天文摄影技术，大大加快了小行星的发现速度。到1921年，已发现的小行星总数达到1,000颗。随着计算机技术的发展，长时间的轨道计算变得可行，到1981年，已发现的小行星数量增加至10,000颗。
1982年，维登斯（Widoms）利用映射方法研究了1:3共振处的小行星轨道演化，发现这些轨道呈现混沌状态，偏心率可以达到0.3，从而受到火星的摄动而离开主带。进一步研究表明，与木星处于平运动共振的小行星带可能是近地小天体（NEA）的来源之一。这些研究为我们更好地理解小行星带中的轨道动力学提供了重要线索。
1984年，哈吉德梅特里乌（Hadjidemetriou）在限制性三体问题的框架下研究了一些特殊的共振，发现1:3和3:5共振处会产生空隙，而在1:2和2:3共振处则有小行星存在。这一发现有助于解释小行星带中的结构和分布，为我们揭示了小行星带形成和演化的复杂性。
1993年和1995年，德沃夏克（Dvorak）对主带小行星的动力学演化进行了模拟研究，并得出结论：主带内的许多动力学结构可以通过限制性三体问题加以解释。主带内侧的结构主要受到小行星和木星之间长期共振的影响，而从1:2共振位置开始的小行星则可能因过于接近木星而受到其直接影响。这些模拟研究深化了我们对小行星带内部动态和演化过程的理解，为我们探索太阳系形成和演化历史提供了重要参考。
现代观测
1969年夏天，先驱者10号（Pioneer 10）任务标志着小行星带的航天探测历程的开端。这是人类历史上第一艘成功穿越小行星带的航天器，为后续的深空探测任务奠定了基础。1972年3月，先驱者10号成功发射，标志着它的历史性穿越小行星带的壮举。随后，1973年4月，先驱者11号（Pioneer 11）发射，成功飞越木星并转向穿越小行星带。
这两艘航天器在穿越小行星带期间未遭遇严重事故，证明了小行星带中的粒子密度对航天器的影响相对有限。虽然它们携带了一系列科学仪器，但未对小行星本身进行成像。然而，这些航天器在设计时考虑了与地球通讯的挑战，并成功地将大量数据传回地球，验证了穿越小行星带的安全性，为后续的深空探测任务奠定了基础。
1989年10月，美国国家航空航天局（NASA）启动了伽利略（伽利略·伽利莱）计划，历时14年。伽利略探测器配备了多种科学载荷，包括固体成像照相机（SSI）、近红外成像光谱仪（NIMS）、紫外线光谱仪（UVS）、光偏振辐射计（PPR）、磁力计（MAG）、粉尘探测器（DDE）、等离子探测器（PLS）、高能粒子探测器（EPD）、等离子体波勘测器（PWS）和重离子计数器（HIC）。
1991年10月29日，伽利略探测器飞越小行星951 Gaspra，这是人造探测器首次与小行星相遇，共传回了57张影像，从而可以通过固体成像照相机（SSI）获取的覆盖影像对主带小行星进行详细分析。
1993年8月28日，伽利略探测器又飞越小行星243 Ida，固体成像照相机用6个可见光谱段对243 Ida进行了成像，并惊奇地发现Ida小行星拥有一颗卫星（该卫星被命名为Dactyl），这是人类首次发现拥有天然卫星的小行星。
1997年6月，NEAR探测器搭载了多光谱成像仪（MSI）、近红外分光计（NIS）、X-射线/Gamma射线分光光度计（XGRS）、NEAR激光高度计（NLR）、磁力计（MAG）以及无线电科学和重力实验装置等科学载荷。NEAR在距离小行星253 Mathilde约1200公里处进行了飞越，并发现该小行星主要由黑色物质组成，而这种成分在过去的45亿年间基本没有发生变化。
1998年，美国航空航天局的新千年计划中的一项重要任务是深空1号（Deep Space 1），旨在验证太阳电动引擎、自导航系统、高级微电子和通讯设备等尖端技术，并为未来深空探测任务提供试验数据。深空1号携带了相机光谱综合仪（MICAS）、行星探测等离子实验设备（PEPE）以及离子推进系统（IPS）等科学载荷。1999年7月29日，深空1号以相对速度达15.5km/s的速度飞越了距离地球最近的小行星9969 Braille，飞越高度约为26km。
2000年，卡西尼号（Cassini）携带Cassini成像科学分系统成功穿越小行星带，探测到了其中呈球形的S型小行星Masursky。卡西尼号从距离小行星160×104公里的位置拍摄了一系列图像，并测量了等离子体和细尘埃颗粒。
2004年，欧洲航天局（ESA）发射了罗塞塔号（Rosetta）探测器。罗塞塔号携带了紫外成像光谱仪、微成像尘埃分析系统、光学光谱和红外远程成像系统、离子中子分析光谱仪以及可见光和红外热成像光谱仪等设备。罗塞塔号飞越了主带中的M型（或C型）小行星Lutetia和E型小行星Steins，并对它们进行了成像。
2006年，新视野号（New Horizons）探测器发射，携带了光谱成像仪、近红外成像光谱仪、X射线/γ射线谱仪、NEAR激光高度计和磁力计等设备。新视野号在穿越小行星带期间，发现该区域拥有大量小天体，但与之相撞的几率极低。
2007年9月27日，美国发射了黎明号（Dawn）探测器，携带了可见/红外光谱仪、X射线谱仪、γ射线/中子探测仪和分幅式相机等科学载荷。黎明号先后环绕探测了V型主带小行星灶神星（Vesta）（2011年7月16日至2012年9月5日）和C型矮行星谷神星（Ceres）（2015年3月7日至2018年6月）。
2021年10月，美国发射了Lucy太空探测器，携带了远程勘测成像仪、光学/近红外光谱仪、热红外光谱仪等设备。2023年，Lucy探测器飞越了M型主带小行星152830 Dinkinesh，随后前往木星的特洛伊小行星群。
截止2024年，有1358239个已知天河体育中心，分为680000个编号和673773个未编号的小行星，其中有1255736个位于小行星带。
形成和演化
形成
小行星带可能是太阳系形成初期的重要遗迹，其研究对于理解太阳系的形成和演化至关重要。然而，小行星带的起源目前尚无统一的解释，主要存在三种假设：大行星爆炸说、半成品说和彗星形成说。目前普遍认可的理论是半成品说，认为小行星带是太阳系形成早期的行星子，受到木星的引力摄动而无法继续凝聚形成行星的残留物。
半成品说认为，小行星带是太阳系演化的重要组成部分。起源于太阳系形成初期的原始太阳星云，其中的微小行星或星子，是行星形成的基石。这些星子在太阳星云的特定区域聚集，本可能发展成一颗或几颗大行星，但由于木星强大引力的干扰，它们之间的相互作用路径变得复杂。木星的引力不仅阻止了这些星子进一步聚集为大行星，还促使它们频繁碰撞，产生大量的残骸和碎片，形成了现今小行星带的结构。
此外，小行星带位于类地行星和巨行星之间，处于动力学上不稳定的状态。这是因为小行星带中的颗粒与来自巨行星带的较大质量颗粒碰撞，导致颗粒速度增加，并使小行星带中的颗粒运动路径变得随机。这种不稳定性抑制了小行星带的进一步演化，反而导致了其解体。因此，小行星带被视为太阳系演化的“活化石”。
与半成品说相比，大行星爆炸说认为小行星是一颗巨大行星爆炸后留下的碎片。然而，观测数据并不支持这一理论。首先，小行星的轨道并未表现出在大爆炸点处相交的迹象。其次，小行星的总质量远小于可能产生大爆炸的行星的质量，这使得剩余质量的去向难以解释。此外，小行星的物质成分与地球的物质组成相差甚远，难以解释为什么只有处于类地行星和木星之间的大行星会发生大爆炸。因此，大行星爆炸说难以解释小行星带的形成。
最后，彗星形成说认为彗星的挥发物损失后留下的残核成为小行星。然而，这一说法也难以令人信服。大多数小行星的质量比现有彗星的质量要大得多，这表明仅靠彗星残核的形成无法解释小行星带中的大多数小行星。
演化
2007年8月，科学家在南极发现了一块来自灶神星的陨石，其中的锆石晶体提供了太阳系早期形成的重要信息。研究表明，这块陨石以及小行星带的其他部分在太阳系形成后的1000万年内迅速形成。
当小行星带首次形成时，距离太阳2.7天文单位的温度在水的冰点以下，形成了一条“雪线”。在这个半径之外形成的小行星能够积聚冰。2006年，在雪线以外的小行星带内发现了一群彗星，这可能为地球海洋提供了水源。一些模型还表明，在地球形成时期，地球自身释放的水量不足以形成海洋，因此需要外部来源，如彗星的撞击。
小行星带的质量应该仅是原始小行星带的一小部分。根据计算机模拟的结果，小行星带最初的质量可能与地球相当。然而，由于引力扰动的影响，经过数百万年的演化周期，大部分物质被抛出，留下的小行星大约只有原来的千分之一。这些小行星主要分布在距离太阳2.8至3.3 AU的区域，其偏心率和倾角分布与观测到的小行星带特性相一致。这些幸存的小行星经历了半长轴的变化，达到数十分之一AU，这解释了小行星分类类型在空间上的混合现象。
性质与特征
小行星带位于火星和木星之间，是一个庞大的区域，其中聚集着大量的小行星。根据估算，小行星带的总质量约为千克，相当于月球质量的3%。其中，谷神星占据了小行星带总质量的25%。然而，根据长期研究，原始小行星带的质量可能比现在的估计要大几百倍或几千倍。与太阳系其他区域相比，小行星带区域的质量分布相对较低，在太阳系的质量分布中相当明显。
尽管如此，小行星带中数量庞大的天体仍然引人注目。根据红外波长的调查，小行星带估计有70万至170万颗直径为1公里或更大的小行星。这些小行星的数量随着尺寸的减小而稳步增加，尽管其大小分布通常遵循幂律，但在大约5公里和100公里的尺度范围内存在“颠簸”，在这些范围内发现的小行星比预期的要多。
小行星带的形成可能与太阳系早期的动力学事件密切相关。据推测，小行星带的原始种群可能是今天的200倍。另外，原始小行星带的固体表面质量密度可能与类地行星区域相当，微行星的形成可能在整个内太阳系中以大致相同的方式进行。
自转与公转
在小行星带中，小行星通常会自转，其自转周期一般在2到16小时之间，自转轴呈现出各种不同的取向。然而，测量显示小行星的自转速率存在一个上限。直径大于100米的小行星中，极少数的自转周期小于2.2小时。尽管固体物质可以更快地自转，但当自转速度超过此上限时，小行星表面的惯性力会超过引力，导致松散的表面材料被甩出。因此，大多数直径超过100米的小行星可能是由小行星之间碰撞后形成的碎片堆积而成的瓦砾堆。
主带小行星距太阳一般为2.1~3.3AU（AU为天文单位，约为日地平均距离1.5亿公里）。它们的公转方向大多与行星相同（自西向东），但轨道较为扁平，且与黄道面的夹角一般小于20度，基本上集中在黄道面附近。由于小行星带中天体分布密集，它们之间频繁发生碰撞（以天文学的时间尺度计算）。直径约为10公里的小行星，平均每一千万年就会发生一次碰撞。这些碰撞会产生许多小行星碎片，形成新的小行星家族。一些碰撞产生的残骸甚至可能进入地球大气层，成为陨石。然而，当两颗小行星以较低速度相撞时，它们也可能会结合成一体。过去40亿年中，一些小行星带的成员仍保持着它们最初的特征。
组成
小行星带位于火星和木星轨道之间，包含成千上万颗小行星。这些小行星主要分为三类：C-型小行星（碳质小行星）、S-型小行星（硅酸盐小行星）和M-型小行星（金属小行星），此外，还有E-型小行星（顽火辉石小行星）和V-型小行星（辉石小行星）等。
小行星带还包含着粒径高达几百微米的尘埃带。这些细小的物质至少部分是由小行星之间的碰撞以及微型陨石对小行星的撞击产生的。由于Poynting-Robertson效应，太阳辐射的压力会使这些尘埃缓慢地向着太阳的方向内旋。这些尘埃与彗星喷出物质的结合产生了黄道光，这种微弱的光现象在夜间可以沿着黄道平面从太阳的方向观察到。形成黄道光的小行星粒子平均直径约为40μm，主带尘埃云的典型寿命约为70万年。因此，为了维持尘埃带，必须在小行星带内稳定地产生新的粒子。
过去认为小行星之间的碰撞是黄道光的主要来源。然而，Nesvorný等人的计算机模拟发现，约85%的黄道光尘埃来源于木星族彗星的碎片，而非来自小行星带内的小行星碰撞。最多只有约10%的尘埃可以归因于小行星带。
主要小行星
小行星带中最大的小行星为谷神星，也被称之为矮行星，直径约为950公里。第二大的小行星为灶神星，直径为525公里，被认为是HED石陨石的母体小行星。最早发现的几颗小行星是“谷神星”（1 Ceres)、“智神星”(2 Pallas)、“婚神星”(3 Juno) 和“灶神星”(4 Vesta)，它们是所有小行星中最大的四颗。
部分小行星特征
谷神星
谷神星直径约950公里，是小行星带中最大的天体，其质量占据了整个小行星带的三分之一。与灶神星一起，这两者的质量几乎占据了小行星带总质量的一半。因其具备多项显著特征，成为研究生命起源的重要天体之一。美国宇航局的研究发现，谷神星表面存在大量水冰，内部有一个岩质核心。
建模显示，谷神星的水冰在放射性元素作用下可能部分融化，形成一个具有一定盐度的液态水海洋。此外，哈勃望远镜观测到谷神星上有羽状物质喷射，这表明其上可能存在大量液态水，从而增加了存在低级生命的可能性。若确认冰下液态水海洋存在，美国宇航局计划派遣无人探测器着陆谷神星，以寻找生命迹象。这些发现和计划将有助于人类更好地了解生命的起源。
谷神星表面较为暗淡，点缀着超过130个亮斑，其中最显著的分布在欧卡托撞击坑附近。自2015年3月起，黎明号探测器围绕谷神星进行考察，研究显示，这些明亮区域可能由大量的水合硫酸镁组成。矿物质成分表明，谷神星应在太阳系外围形成，但其表面以下的组成成分此前未有详细分析。
意大利国家天文物理研究所利用黎明号探测器搭载的可见光和红外成像光谱仪收集的数据，发现欧卡托撞击坑底部的明亮物质主要是碳酸钠与少量层状硅酸盐及碳酸铵或氯化铵的混合物。研究表明，这些化学成分通过水介反应从谷神星内部输送到表面。
此外，《自然—地球科学》刊登的研究指出，美国地质调查局发现，谷神星最大撞击坑的深度显示其岩石外层之下的次表层不太可能主要由冰组成。他们推测，该表层可能只有30%到40%的冰，剩余60%到70%由岩石和低密度、高强度的含水盐类和络合物混合组成。
灶神星
灶神星是太阳系小行星带中的一颗重要天体，其直径约525公里，位居第二大，占据了小行星带总质量的9%，仅次于谷神星。形成于约45.6亿年前的灶神星，是太阳系早期历史的见证者。其在小行星带中异常明亮，亮度可达+5.1等，几乎整夜可见，公转周期为3.63年，会合周期约为520天。
2011年至2012年，黎明号探测器首次探索了灶神星，旨在了解其动态和特征，并通过这些信息推断太阳系的历史。过去，科学家认为灶神星表面的粗糙度差异是由其他小行星的撞击形成的，但最新的观测结果表明，这些差异不能单纯由撞击坑解释。
灶神星表面地形复杂，存在着一系列平行且环绕赤道的线性凹陷，撞击坑数量庞大，但南北分布不均，北半球较多。灶神星获得的近地光谱数据指示其可能是 HED 陨石的来源，经历了复杂的岩浆演化，是一个高度分化的天体，由铁镍核、富含橄榄石的硅酸盐幔、钙长辉长无球粒陨石组成的下地壳和以奥长古铜无球粒陨石为主的上地壳构成。
美国南加州大学的研究发现，灶神星表面存在大面积较为平滑的地形，与高水平的氢浓度相关联，这暗示着可能存在冰，而这些冰可能在灶神星的地貌构造中发挥了作用。尽管在过去的两个世纪里，我们对灶神星的了解相当有限，但如今我们对其地貌特征以及与太阳系行星的关系有了更深入的认识。在未来的登陆任务中，准确了解该小行星表面的粗糙度将至关重要。
智神星
智神星，位于火星和木星之间的太阳系小行星带中，是一颗直径超过520公里的大型小行星。其公转周期几乎与谷神星相同，约为4.6年，但其轨道倾角较高，导致智神星只有在很短的时间内靠近黄道。德国天文学家海因里希·奥伯斯在发现谷神星的过程中，偶然观测到了智神星，这一发现具有高度的运气和时机成分。
2007年，NASA发射了黎明号，这是首个专门探测小行星带的航天器。在2018年11月燃料耗尽之前，黎明号成功探测了灶神星和谷神星。NASA计划于2022年8月发射探测器以探测智神星。这项探测任务将先飞向火星，利用火星的引力弹弓效应再飞向小行星带，从发射到飞越智神星仅需一年时间。
与黎明号不同的是，智神星探测任务更加简洁，探测器将飞越智神星并拍照，而不会进行长时间环绕观察。智神星探测器重量仅为180千克，相当于一台迷你冰箱的大小，探测成本仅为黎明号的十分之一。
柯克伍德空隙
小行星带中的小行星轨道与太阳的距离并非均匀分布，而是呈现出一些特殊的间隔，这就是所谓的柯克伍德缺口。这些缺口与小行星的半长轴有关，半长轴描述了小行星绕太阳轨道的尺寸，并决定了其轨道周期。
在1866年，天文学家丹尼尔·柯克伍德观察到了这些轨道间的间隔，并发现它们处于与木星轨道周期的整数倍相对应的位置上。柯克伍德提出，这些间隔的形成是由于行星的引力扰动，它们使得小行星在这些位置上的轨道逐渐偏离了原始的轨道路径。
这些主要间隙发生在与木星的3：1、5：2、7：3和2：1平均运动共振处。举例来说，3：1柯克伍德间隙中的小行星在木星的每个轨道上都会绕太阳运行三次。较弱的共振则发生在其他半长轴值处，这些地方发现的小行星相对较少。（例如，半长轴为2.71 AU的小行星的共振为8：3）。
分类
根据长半轴的位置以及四个最显著的柯克伍德缺口，小行星带可以划分为内主带、中央主带和外主带。按照该分类对偏心率分布进行分析，Plummer发现其基本符合瑞利分布，这为小行星带形成与太阳系早期动力学事件提供了约束。
小行星带的主要或核心种群可以进一步分为内区和外区，由2.5天文单位处的3：1柯克伍德间隙隔开，外区可能由2.82天文单位处的5：2间隙进一步分为中区和外区。
具体来说：
其中，灶神星位于内区，谷神星和智神星分别位于中间区，而海吉亚则位于外区。
也可以根据绝对星等对小行星带进行分类，统计出小行星绝对星等分布，可以观察到，小行星数量随着绝对星等的递增而增加。当绝对星等为8.5和11时，斜率有所上升，直到绝对星等大于15（即小行星直径小于5公里），小行星数量迅速下降。这种趋势表明主带中仍存在大量未知的、尺寸较小的小行星。
家族
在小行星带中，直径大于1公里的小行星约有110万至190万颗，而小于1公里的据估算有数百万颗。Nesvorný等人提供的小行星数据集包含约137,000颗小行星，他们利用层次聚类方法将这些小行星分为122个家族。
小行星带家族最初由平山清嗣（Hirayama）在1918年基于数百个天体的集合发现，被认为是解答火星和木星之间缺失行星的一部分谜团。这些家族成员是由于重复碰撞或系统性轰击导致的原始较大天体碎裂，形成了现今小尺寸的天体。家族的存在直接证明了小行星带中碰撞事件的发生，且它们的起源并非来自单一大型天体的解体。
在众多家族中，Vest家族，Flora家族、Koronis家族、Eos家族和Themis家族是较为突出的。它们的成员显示出比非家族小行星更加陡峭的导数质量指数，表明它们源自于更剧烈的碰撞事件。这些家族的形成与小行星的碰撞和随后的碎片扩散密切相关。
Vesta家族位于主带的内部区域，其成员数目超过15000颗，是主带最多的家族之一。该家族中的大部分成员属于V型小行星，也有一部分为S型小行星。Vesta家族是典型的由碰撞而形成的族群，其母体为灶神星（Vesta），是主带中排在矮行星谷神星之后质量最大的小行星，且该族群也被认为是HED陨石的发源地。
相比之下，非家族小行星的导数质量指数较平缓，意味着它们可能经历了不同的演化历程或较温和的碰撞历史。
总体而言，小行星带中大约三分之一的小行星是小行星家族的成员。它们具有相似的轨道元素和光谱特征，表明一个较大天体的分裂可能是它们的共同起源。
观测与探测
小行星带的探测历程始于1969年夏天的先驱者10号任务，这是人类历史上第一艘成功穿越小行星带的航天器。先驱者10号于1972年3月发射，成功飞越木星并继续向外太阳系飞行。其成功穿越小行星带、近距离观测木星以及离开太阳系的壮举成为航天史上的里程碑。
随后，先驱者11号在1973年4月发射，于1974年12月飞越木星，并在受到木星引力影响后转向穿越小行星带，再次穿越内太阳系，并在1979年9月成功到达土星。这一壮举超越了其最初的任务目标。
这两艘航天器在穿越小行星带期间并未遭遇严重事故，证明了小行星带中的粒子密度对航天器的影响相对有限。它们携带了一系列科学仪器，用于测量各种太空环境参数，但未特别专注于对小行星本身的成像。
值得一提的是，这些航天器在设计时考虑了与地球通讯的挑战，有效地将大量数据传回地球。先驱者10号传回了约比特的数据，其强大的通信系统覆盖了一个直径超过公里的范围。
这些早期的探测任务不仅验证了穿越小行星带的安全性，还为后续的深空探测任务如旅行者号探测器和尤里西斯号等奠定了基础，后来旅行者1号探测器和2号、伽利略号木星探测器、卡西尼号、NEAR号和尤利西斯号这些任务同样成功穿越了小行星带并继续他们的太阳系外探索之旅。
伽利略号在1991年和1993年分别对小行星951 Gaspra和243 Ida进行了飞掠成像，这些是较早的主带小行星成像尝试。
NEAR-Shoemaker探测器在1997年对小行星253 Mathilde进行了成像，并在2001年2月成功着陆在近地小行星433 Eros上，进行了详细的成像和其他科学研究。
深空一号探测器在1999年飞越了小行星带中尺寸仅1.0～2.1 km，几何反照率较高，表面较为新鲜的 Q 型小行星 9969 Braille。
卡西尼号在前往土星的旅途中，于2000年穿越小行星带时测量了等离子体和细尘埃颗粒。对小行星2685 Masursky进行了成像。
Stardust探测器在2002年对小行星553 Annefrank进行了成像，这是一次飞掠任务的一部分。
新地平线号探测器于2006年，对小行星4179132524 APL进行了成像，并穿越了小行星带，发现尽管这片区域拥有大量的小天体，但与之相撞的几率几乎微乎其微，远低于十亿分之一。
罗塞塔任务在前往丘留莫夫－格拉西缅科彗星/楚留莫夫-格拉希门科途中，于2008年9月对小行星2867 Steins进行了成像，2010年7月又对小行星21 Lutetia进行了成像。
黎明号在2011年7月至2012年9月期间环绕灶神星，随后自2015年3月起，开始环绕谷神星，这是首次有探测器对主带小行星4179进行如此详尽的考察。
Lucy太空探测器于2023年飞越了152830 Dinkinesh，预计2025年将飞越C型主带小行星52246 Donaldjohanson。
Juice任务是欧洲航天局（ESA）的一项重要太空探索计划，计划将两次穿越小行星带，在任务中探索和研究小行星带中的天体。在2029年10月15日与Rosa达到最近距离，距离约为429万公里。
Psyche任务计划在2029年8月至2030年5月对主带内富含金属的小行星16 Psyche进行环绕探测，这将是人类首次对M型小行星进行研究。
参考资料
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紫金山天文台等揭示Vesta族群小行星热物理特性.中国科学院.2024-05-23