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| 火星與木星運行軌道之間的小行星集中區域。呈環帶狀，故名。帶寬約239億千米。97%的小行星聚集在這裏，總數約五十萬顆，總質量約21×1024剋。 |
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小行星帶是位於火星和木星軌道之間的小行星的密集區域，估計此地帶存在着50萬顆小行星。關於形成的原因，比較普遍的觀點是在太陽係形成初期，由於某種原因，在火星與木星之間的這個空擋地帶未能積聚形成一顆大行星，結果留下了大批的小行星。
在太陽係中，除了九顆大行星以外，還有成千上萬顆我們肉眼看不到的小天體，它們像九大行星一樣，沿着橢圓形的軌道不停地圍繞太陽公轉。與九大行星相比，它們好像是微不足道的碎石頭。這些小天體就是太陽係中的小行星。
小行星，顧名思義，它們的體積都很小。最早發現的“𠔌神星”（ceres 1)、“智神星”(pallas 2)、“婚神星”(juno 3) 和“竈神星”(vesta 4)是小行星中最大的四顆，被稱為“四大金剛”。“四大金剛”中最大的𠔌神星直徑約為1000千米，最小的婚神星直徑約為200多千米；如果能把它們從天上“請”到地球上來，中國的青海省剛好可以讓𠔌神星安傢。除去“四大金剛”外，其餘的小行星就更小了，據估計，最小的小行星直徑還不足1千米。雖然它們的體積比衛星還小得多，但是在太陽係這個家庭中，卻要和九大行星論資排輩。
大多數小行星是一些形狀很不規則、表面粗糙、結構較鬆的石塊，表層有含水礦物。它們的質量很小，按照天文學家的估計，所有小行星加在一起的質量也衹有地球質量的4／10000。這些小行星和它們的大行星同伴一起，一面自轉，一面自西嚮東地圍繞太陽公轉。儘管擁擠，卻秩序井然，有時它們巨大的鄰居--木星的引力會把一些小行星拉出原先的軌道，迫使它們走上一條新的漫遊道路。在近年對小行星觀測中，還發現一個有趣的現象，有些小行星竟然也有自己的衛星。
在1991年以前所獲得的小行星數據主要是通過基於地面的觀測。1991年10月，伽利略號探測器經過951號小行星（gaspra2017），從而獲得了第一張高分辨率的小行星照片。1993年8月，伽利略號又飛經了243號小行星（ida4005），使其成為第二顆被宇宙飛船訪問過的小行星。1997年 6月27日，近地小行星探測器（near）與253號小行星（mathilde4001）擦肩而過。這次機遇使得科學家們第一次能近距離觀察這顆小行星。宇宙探測器經過小行星帶時發現，小行星帶其實非常空曠，小行星與小行星之間分隔得非常遙遠。
在火星和木星軌道之間有數量龐大的岩石狀小天體，它們被稱為小行星帶。已被觀測到的小行星數目超過7000顆，其中已測定精確軌道並正式編號的有5000多顆。
小行星比太陽係九大行星中的任何一個都小，僅有為數很少的幾顆大型小行星。約有30顆直徑超過200公裏。已知最大的一顆是𠔌神星，直徑約935公裏，第二大的是智神星，直徑535公裏。約250顆小行星的直徑大於100公裏。估計太陽係內有幾百萬顆巨礫規模的小行星。這些小型小行星或許是大型小行星相互碰撞時形成的，其中少數一些以隕石形式撞擊到地球表面。最大的小行星的質量纔大到足以使它們在形成之際在自身引力作用下塑造成球形。小行星的亮度缺少有規律變化的事實支持上述假設，因為衹有對稱形態的天體才能産生有規律的光變化。小行星的自轉總是呈現出多種多樣的反光表面面積。小行星的外形多種多樣。
伽利略航天器在前往木星的途中經過小行星帶，拍攝到小行星愛達有一顆屬於自己的小衛星。愛達呈長約56公裏的土豆狀，在距離約100公裏處有一直徑約1.5公裏的岩石塊，這是已知的太陽係中最小的天然衛星。還有一些小行星也具有自己的衛星。有一些小行星的軌道幾乎不斷地和地球的軌道交叉。已確認的這類小行星有91顆。它們被稱為阿波羅型小行星。天文學家們全力搜索這類小行星，部分原因是惟恐它們可能會和地球相撞。瞭解這類小行星的存在並計算出它們的軌道，就可能找出改變其軌道的方法，使之遠離地球而去。地球和大型小行星的碰撞是罕見的，但與小型小行星的碰撞則較為多見。據估算，在100萬年內，可能會有幾個直徑1000米的小行星與地球碰撞。如果一個這樣大小的行星撞上地球，産生的爆炸威力相當於幾顆氫彈，碰撞會形成直徑13公裏左右的隕石坑，還會造成全球性氣候的短期失調。撞擊點若在海洋，也會産生災難性後果。一些科學家確信，在白堊紀末期（距今6500萬年前），一個直徑約10公裏的小行星或隕石撞擊了尤卡坦半島北部，致使恐竜以及其他多種動物絶滅。小行星也和隕石一樣，由不同比例的石質物質和金屬物質（主要是鐵）組成。許多這類天體都含有大量的碳，所以顔色發黑，反照率低。它們又稱為碳質球粒天體。可以認為這種天體是從誕生太陽係的原始星雲中聚合而成的第一批物質。它們沒有經受隨後的任何變異（如內部的放射性緻熱所引起的熔融，或隕石撞擊所引發的結構性變態）。
絶大多數小行星的絶對星等都在11╟19之間，中間值是16。在比較上，𠔌神星的絶對星等3.32是非常高的。小行星帶內的溫度隨著與太陽的距離而變，塵埃粒子的典型溫度在2.2 天文單位之處是200 k（-73°c），到了3.2天文單位之處會降低至165 k（-108°c）。然而，因為自轉的緣故，朝嚮太陽暴露在太陽輻射的表面和背嚮太陽面對背景星空的表面，在溫度上可能會有顯著的差異。
木星是太陽係中最大的行星，它更像是一個恆星而不像是行星，在它的引力影響下，在木星和火星之間的區域內不可能形成任何行星。在太陽係形成過程中，木星的引力作用幹擾了小行星帶內的行星前物質，促使它們裂碎並破壞，而不是將之聚合併形成一個行星規模的天體。計算表明，假如將所有的小行星聚合成為一個天體，也衹能形成一個類似於太陽係中較大的衛星那樣大小的天體，如月球。
這些小行星與太陽距離不同、成分和密度互異，而且隨着離開太陽係中心的距離增大，有從石質-金屬物質嚮水質、碳質-石質物質的過渡，並有密度遞減的趨勢。這種情況表明小行星並非一個大行星裂碎或爆發的結果。
彗星是一種繞太陽運行、接近太陽時會産生彌漫的氣體包層並往往出現發光長尾的小天體。通常彗星以它們朦朧的外形和極端扁橢圓的軌道區別於太陽係其他天體。
當彗星距離太陽尚遠時，用大型望遠鏡可以看見彗星唯一組成部分是彗核。彗核為一團外形不規則的物質，其成分大部分是凍結的水與類似煤煙的物質或許是微塵狀的碳的混合物。航天器1986年拍攝的哈雷彗星的彗核顯示了其核的顔色很黑，表面90%被一層塵粒“外殼”所覆蓋。彗核相當小，僅為15公裏×8公裏。隨着彗核飛臨太陽，它的塵埃表面越來越熱，許多熱量轉移到外殼之內，下表層的冰開始升華。從而産生的氣體飛離彗星，並帶走一些約束鬆散的塵粒。當彗星和太陽的距離小於4億5千萬公裏時，升華現象開始。蒸發氣體的化學成分主要是水（約占80%）其餘為一氧化碳、二氧化碳、甲烷、氨和二硫化碳。飛離彗核的第一代分子迅速分裂變為第二代分子、原子團和離子。它們吸收太陽輻射並散射日光。當一個典型的彗核距離太陽小於1億5千萬公裏時，它被一個氣、塵組成的球狀包層（即彗發）所籠罩，其直徑可達10萬公裏。彗發氣體以每秒約600米的速度嚮外散發，同時將塵粒從彗核中拉出來。一個彗星在臨近太陽時，可能會演化出兩條彗尾。高速質子和電子組成的太陽風在背離太陽的方向驅掃出彗星離子，形成一條筆直的等離子體彗尾。可能出現的第二條彗尾由1微米大小的塵粒組成。塵埃彗尾具有比等離子體彗尾更大的麯率，通常也較短。由於太陽輻射壓強作用在微小塵粒上，所以塵埃彗尾也指嚮背離太陽的方向。較大的塵粒從彗核中釋放出來後，即進入和它們曾從屬的彗星具有近乎相同軌道要素的軌道中。其中超過及落後於彗星的塵粒最終形成一條在彗星軌道附近的塵埃環帶。這就是所謂的流星體群。當地球穿過這樣的流星體群時，在地球高層大氣中就會産生流星雨。彗星每次經過太陽附近時，都被太陽輻射蒸發出一些物質，形成彗尾，這些物質逐漸消失到行星際空間中去,於是彗星的質量越來越少。不僅如此,彗星還會由於太陽等天體施加的起潮力而逐漸瓦解，形成流星群（見流星雨），比拉彗星的分裂和瓦解就是一例。彗星的壽命有長有短，但平均大概衹有幾千個公轉周期。
一般認為，彗星和太陽係具有同樣的年齡，它們是大行星構造材料的殘餘剩物。它們經歷了起吸積作用的太陽係外行星的引力攝動後進入極端扁橢的軌道。在環繞太陽係的一個稱為奧爾特雲的球狀區域內，存在着數億顆彗核。。這種彗核當受到一個近距恆星的引力擾動時，就可從雲中飛出，進入內太陽係。
據一些太陽係吸積模型推測，遠久之前的一次彗星轟擊地球，可能在大氣和海洋的形成過程中起過重要作用。此外，彗星還可能為生命在地球上演化提供所需的有機分子。
彗星一般劃分為短周期彗星（周期短於200年）和長周期彗星（周期長於200年）兩大類。哈雷彗星是肉眼能容易地見到的彗星之一，其平均周期為76年，一個人一生中可見它回歸一次。
註：2006-08-324日，國際天文學聯合會大會投票决議，傳統九大行星之一的冥王星被歸類為“矮行星” ，不再將其視為行星，從而確認太陽係衹有8顆行星。 |
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小行星帶（Asteroid belt）是太陽係內介於火星和木星軌道之間的小行星密集區域，由已經被編號的120,437顆小行星統計得到，98.5%的小行星都在此處被發現。由於這是小行星最密集的區域，估計為數多達50萬顆，這個區域因此被稱為主帶，通常稱為小行星帶。距離太陽約2.17-3.64天文單位的空間區域內，聚集了大約50萬顆以上的小行星，形成了小行星帶。這麽多小行星能夠被凝聚在小行星帶中，除了太陽的萬有引力以外，木星的萬有引力起着更大的作用。
小行星帶由原始太陽星雲中的一群星子（比行星微小的行星前身）形成。但是，因為木星的重力影響，阻礙了這些星子形成行星，造成許多星子相互碰撞，並形成許多殘骸和碎片。小行星帶內最大的三顆小行星分別是智神星、婚神星和竈神星，平均直徑都超過400 公裏；在主帶中僅有一顆矮行星—𠔌神星，直徑約為950公裏；其餘的小行星都較小，有些甚至衹有塵埃大小。小行星帶的物質非常稀薄，目前已經有好幾艘太空船安全通過而未曾發生意外。在主帶內的小行星依照它們的光譜和主要形式分成三類：碳質、硅酸????和金屬。另外，小行星之間的碰撞可能形成擁有相似軌道特徵和成色的小行星族，這些碰撞也是産生黃道光的塵土的主要來源。 |
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發現第一顆小行星𠔌神星的皮亞齊。1766年德國天文學家提丟斯（J.Titius）偶然發現一個數列：(n+4)/10，將n=0,3,6,12,……代入，可相當準確地給出當時已知行星的軌道半徑。這件事起初未引起人們的註意，後來柏林天文臺的臺長波德（J.Bode）得知後將它發表，乃為天文界所知。在1781年發現天王星之後，進一步證實公式有效，波德於是倡議在火星和木星軌道之間也許還有一顆行星。1801年，西西裏和皮亞齊（G.Plazzi）在例行的天文觀測中偶然發現在2.77 AU處有個小天體，即把它命名為𠔌神星（Ceres）。
1802年，天文學家奧伯斯（H.Olbere）在同一區域內又發現另一小行星，隨後命名為智神星（Pallas）。威廉·赫歇爾就建議這些天體是一顆行星被毀壞後的殘餘物。到了1807年，在相同的區域內又增加了第三顆婚神星和第四顆竈神星。由於這些天體的外觀類似恆星，威廉·赫歇爾就采用希臘文中的語根aster- （似星的）命名為asteroid，中文則譯為小行星。
拿破侖戰爭結束了小行星帶發現的第一個階段，一直到1845年纔發現第五顆小行星義神星。緊接着，新小行星發現的速度極速增加，到了1868年中發現的小行星已經有100顆，而在1891年馬剋斯·沃夫引進了天文攝影，更加速了小行星的發現。1923年，小行星的數量是1,000顆，1951年到達10,000顆，1982年更高達100,000顆。現代的小行星巡天係統使用自動化設備使小行星的數量持續增加。
在小行星帶發現後，必須要計算它們的軌道元素。1866年，丹尼爾·柯剋伍德宣佈由太陽算起，在某些距離上是沒有小行星存在的空白區域，而在這些區域上繞太陽公轉的軌道周期與木星的公轉周期有簡單的整數比。柯剋伍德認為是木星的攝動導致小行星從這些軌道上被移除。
在1918年，日本天文學家平山清次註意到小行星帶上一些小行星的軌道有相似的參數，並由此形成了小行星族。到了1970年代，觀察小行星的顔色發展出了分類的係統，三種最常見的類型是C-型（碳質）、S-型（硅酸????）和M-型（金屬）。2006年，天文學家宣佈在小行星帶內發現了彗星的族群，而且推測這些彗星可能是地球上海洋中水的來源。 |
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在太陽係形成初期，因吸積過程的碰撞普遍，造成小顆粒逐漸聚集形成更大的叢集，一旦聚集到足夠的質量（即所謂的微星），便能用重力吸引周圍的物質。這些星子就能穩定地纍積質量成為岩石行星或巨大的氣體行星。小行星帶的形成之謎不知道何時才能破解。不過，越來越多的天文學家認為，小行星記載着太陽係行星形成初期的信息。因此，小行星的起源是研究太陽係起源問題中重要的和不可分割的一環。
主流觀點
關於形成的原因，比較普遍的觀點是在太陽係形成初期，由於某種原因，在火星與木星之間的這個空擋地帶未能積聚形成一顆大行星，結果留下了大批的小行星。
目前被認同的行星形成理論是太陽星雲假說，認為星雲中構成太陽和行星的材料，塵埃和氣體，因為重力陷縮而生成旋轉的盤狀。在太陽係最初幾百萬年的歷史中，因吸積過程的碰撞變得黏稠，造成小顆粒逐漸聚集形成更大的叢集，並且使顆粒的大小穩定的持續增加。一旦聚集到足夠的質量—所謂的微星 —便能經由重力吸引鄰近的物質。這些星子就能穩定的纍積質量成為岩石的行星或巨大的氣體行星。
在平均速度太高的區域，碰撞會使星子碎裂而抑製質量的纍積，阻止了行星大小的天體生成。在星子的軌道周期與木星的周期成簡單整數比的地區，會發生軌道共振，會因擾動使這些星子的軌道改變。在火星與木星之間的空間，有許多地方與木星有強烈的軌道共振。當木星在形成的過程中嚮內移動時，這些共振軌道也會掃掠過小行星帶，對散布的星子進行動態的激發，增加彼此的相對速度。 星子在這個區域（持續到現在）受到太強烈的攝動因而不能成為行星，衹能一如往昔的繼續繞着太陽公轉， 而且小行星帶可以視為原始太陽係的殘留物。
目前小行帶所擁有的質量應該僅是原始小行星帶的一小部分，以電腦模擬的結果，小行星帶原來的質量應該與地球相當。主要是由於重力的擾動，在百萬年的形成周期過程中，大部份的物質都被拋出去，殘留下來的質量大概衹有原來的千分之一。
當主帶開始形成時，在距離太陽2.7 AU之處形成了一條溫度低於水的凝結點綫—"雪綫"，在這條綫之外形成的星子就能夠纍積冰。 在小行星帶生成的主帶彗星都在這條綫之外，並且是造成地球海洋的主要供應者。
因為大約在40億年前，小行星帶的大小和分佈就已經穩定下來（相對於整個太陽係），也就是說小行星帶的主帶在大小上已經沒有顯著的增減變化。但是，小行星依然會受到許多隨後過程的影響，像是：內部的熱化、撞擊造成的熔化、來自宇宙綫和微流星體轟擊的太空風化。因此，小行星不是原始的，反而是在外面古柏帶的小行星，在太陽係形成時經歷的變動比較少。
主帶的內側界綫在與木星的軌道周期有4:1 軌道共振 的2.06 AU之處，，在此處的任何天體都會因為軌道不穩定而被移除。在這個空隙之內的天體，在太陽係的早期歷史中，就會因為火星（遠日點在1.67 AU）重力的擾動被清掃或拋射出去。
其他解釋
最早提出的成因解釋是爆炸說，是太陽係第十大行星億萬年前的大爆炸分解成了千萬顆小行星。這種理論一下子就解决了兩個難題：小行星帶的産生和為什麽沒有第十行星。但這種設想最大的缺陷是行星爆炸的原因說不清楚。也有人認為，木星與火星之間的軌道上本來就存在着5-10顆同𠔌神星大小相似的體積相對較大的小行星。這些行星通過長時間的相互碰撞逐漸解體，越來越小，越分越多，形成了大量的碎片，也就是我們目前觀測到的小行星帶。這些解釋各有道理，但都不能自圓其說，因而都未形成定論。 |
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參看詞條小行星族。
在主帶的小行星大約有三分之一屬於不同傢族的成員。同一傢族的小行星來自同一個母體的碎片，共享着相似的軌道元素，像是半長軸、離心率、軌道傾角，還有相似的光譜。由這些軌道元素的圖型顯示，在主帶中的小行星集中成幾個傢族，大約有20–30個集團可以確定是小行星族，並且可能有共同的起源。還有一些可能是，但還不是很確定的。小行星族可以藉由光譜的特徵來進行辨認。 較小的小行星集團稱為組或群。
在主帶內著名的小行星族（依半長軸排序）有花神星族、司法星族、鴉女星族, 曙神星族、和司理星族。 最大的小行星族是以竈神星為主的竈神星族（𠔌神星是屬於Gefion族的闖入者），相信是由形成竈神星上隕石坑的撞擊造成的，而且HED隕石可能也是起源自這一次的撞擊。
在主帶內也被找到三條明顯的塵埃帶，他們與曙神星、鴉女星、司理星有相似的軌道傾角，所以可能也屬於這些傢族。
邊緣
在小行星帶的內緣（距離在1.78和2.0天文單位之間，平均半長軸1.9天文單位）有匈牙利族的小行星。他們以匈牙利為主，至少包含52顆知名的小行星。匈牙利族的軌道都有高傾角，並被4：1的柯剋伍德空隙與主帶分隔開來。有些成員屬於穿越火星軌道的小行星，並且可能是因為火星的擾動纔使這個傢族的成員減少。
另一個在小行星主帶外緣的高傾角傢族是福後星族，軌道在距離太陽2.25到2.5天文單位之間。主要由S-型的小行星組成，在靠近匈牙利族的附近有一些E-型的小行星。
最大傢族之一的花神星族已知的成員超過800顆，可能是在十億年前的撞擊後形成的， 主要分佈在主帶的內側邊緣。
在主帶的外緣有原神星族的小行星，軌道介於3.3至3.5天文單位之間，與木星有7：4的軌道共振。希爾達族的軌道介於3.5和4.2天文單位之間，與木星有3：2的軌道共振。相對來說，在4.2天文單位之外，直到與木星共軌的特洛伊小行星之間仍有少量的小行星。
新傢族
證據顯示新的小行星族仍在形成中（以天文學的時間尺度），Karin Cluster顯然是在570萬年前在一顆直徑約16公裏的母體小行星碰撞後産生的。 Veritas族是在830萬年前形成的，證據則來自沉積在海洋被復原的行星際塵埃。
在更久遠的過去，曼陀羅族誕生在4億5千萬年前主帶中的碰撞，但年齡的估計衹是根據可能成員現在的軌道元素，而不是所有的物理特徵。不過，這一群可以做為黃道帶塵埃的一個材料來源。 其他最近形成的群還有伊安尼尼群（大約在150萬年前後），可以提供小行星帶內塵埃的另一個來源。 |
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概念圖，曙光號和竈神星與𠔌神星構造
目前的小行星帶包含兩種主要類型的小行星。在小行星帶的外緣，靠近木星軌道的，以富含碳值的C-型小行星為主，此類小行星占總數的75%以上。與其它的小行星相比，顔色偏紅而且反照率非常低。它們表面的組成與碳粒隕石相似，化學成分、光譜特徵都是太陽係早期的狀態，但缺少一些較輕與易揮發的物質（如冰）。
靠近內側的部分，距離太陽2.5天文單位，以含硅的S-型小行星較為常見，光譜顯示其表面含有硅酸????與一些金屬，但碳質化合物的成分不明顯。這表明它們與原始太陽係的成分有顯著區別，可能由於太陽係早期的熔解機製，導致分化的結果。相對C-型小行星來說，此類小行星有着高反射率。在小行星帶的整個族群中約占17%。
還有第三類的小行星，總數約占10%的M-型小行星。它們的光譜中含有類似鐵-鎳的譜綫，顯白色或輕微的紅色，而沒有吸收綫的特徵。M-型小行星推測是由核心以鐵-鎳為主母體經過毀滅性撞擊形成。在主帶內，M-型小行星主要分佈在半長徑2.7天文單位的軌道上。
註：20世紀70年代，通過觀察小行星的光譜發展出了分類係統，三種最常見的類型是C-型（碳質）、S-型（硅酸????）和M-型（金屬）
碰撞
測量小行星帶中巨大小行星的自轉周期顯示有一個下限存在，直徑大於100米的小行星，自轉周期都超過2.2小時。雖然一個結實的物體可以用更高的速率自轉，但當小行星的自轉周期快過這個數值時，表面的離心力便會大於重力，因此表面所有的鬆散物質都會被拋離。這也說明直徑超過100米的小行星實際上是在碰撞後的瓦礫堆中形成的。
小行星帶高密度的天體分佈使得彼此間的碰撞頻繁（天文學的時間尺度）。在小行星帶中半徑為10公裏的天體，平均每一千萬年就會發生一次碰撞。 碰撞會産生許多小行星的碎片（導致新的小行星族産生），而且一些碰撞的殘骸可能會在進入地球的大氣層並成為隕石。 但當小行星以低速碰撞時，兩顆小行星可能會結合在一起。在過去的40億年中，還有一些小行星帶的成員仍保持着原始的特徵。
其它物質
除了小行星的主體之外，小行星帶中也包含了半徑衹有數百微米的塵埃微粒。這些細微顆粒至少有一部分是來自小行星之間的碰撞（或微小的隕石體對小行星的撞擊）。由於坡印廷·羅伯遜阻力，來自太陽輻射的壓力會使這些粒子以蠃旋的路徑緩慢的朝嚮太陽移動。
這些細小微粒帶動彗星拋出的物質，産生了黃道光，這種微弱的輝光可以太陽西沉後的暮光中，沿着黃道面的平面上觀察到。産生黃道光的顆粒半徑大約為40微米，而這種顆粒可以維持的生命期通常是700,000年，因此必須有新産生的顆粒源源不斷地來自小行星帶。 |
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參看柯剋伍德空隙
小行星半長軸分佈圖主要用於描述在太陽附近小行星的範圍，它的價值在可以推斷小行星的軌道周期。就所有小行星的半長軸而論，在主帶會出現引人註目的空隙。在這些半徑上，小行星的平均軌道周期與木星的軌道周期呈現整數比，這樣與氣體巨星平均運動共振的結果，足以造成小行星軌道元素的改變。實際的效果是在這些空隙位置上的小行星會被推入半長軸更大或更小的不同軌道內。不過，因為小行星的軌道通常都是橢圓形的，還是有許多小行星會穿越過這些空隙，因而在實際的空間密度上，在這些空隙的小行星並不會比鄰近的地區為低。
這些箭頭指出的就是小行星帶內著名的柯剋伍德空隙，主要的空隙與木星的平均運動共振為3：1、5：2、7：3和2：1。也就是說在3：1的柯剋伍德空隙處的小行星在木星公轉一圈時，會繞太陽公轉三圈。在其他軌道共振較低的位置上，能找到的小行星也比鄰近的區域少。（例如8：3共振小行星的半長軸為2.71天文單位。）
柯剋伍德空隙明顯的將小行星帶分割成三個區域：第一區是4：1（2.06天文單位）和3：1（2.5天文單位）的空隙；第二區接續第一區的終點至5：2（2.82天文單位）的共振空隙；第三區由第二區的外側一直到2：1（3.28天文單位）的共振空隙。
主帶也明顯的被分成內外二區帶，內區帶由靠近火星的的區域一直到3：1（2.5 天文單位）共振的空隙，外區帶一直延伸到接近木星軌道的附近。（也有些人以2：1共振空隙做為內外區帶的分界，或是分成內、中、外三區。） |
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·目前小行星帶所擁有的質量僅為原始小行星帶的一小部分。電腦模擬的結果顯示，小行星帶原始的質量可能與地球相當。但由於重力幹擾，在幾百萬年的形成周期過程中，大部份的物質都被拋射出去，殘留下來的質量大概衹有原來的千分之一。
·當主帶開始形成時，在距離太陽2.7AU的地區就已形成了一條溫度低於水的凝結點綫（雪綫），在這條綫之外形成的星子能夠纍積冰。而在小行星帶生成的主帶彗星都在這條綫之外，由此成為造成地球海洋的主要因素。
·由於在40億年前，小行星帶的大小和分佈就已經穩定下來（相對於整個太陽係），也就是說小行星帶的主帶在大小上已經沒有顯著的增減變化。但小行星依然會受到許多隨後過程的影響，如內部的熱化、撞擊造成的熔化、來自宇宙綫和微流星體轟擊的太空風化。
·主帶內側界綫在與木星的軌道周期有4:1軌道共振處（2.06 AU處），任何天體都會因為軌道不穩定而被拋射出去。 |
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