小行星帶（asteroidbelt）是太陽系內介于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。由于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.*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。這么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，木星的萬有引力起著更大的作用。

小行星帶由原始太陽星云中的一群星子（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，并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、婚神星和灶神星，平均直徑都超過400公里；在主帶中僅有一顆矮行星—谷神星，直徑約為950公里；其余的小行星都較小，有些甚至只有塵埃大小。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、硅酸鹽和金屬。另外，小行星之間的碰撞可能形成擁有相似軌道特征和成色的小行星族，這些碰撞也是產生黃道光的塵土的主要來源。

發現歷史

發現第一顆小行星谷神星的皮亞齊。1766年德國天文學家提丟斯（j.titius）偶然發現一個數列：(n4)/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注意，后來柏林天文臺的臺長波德（j.bode）得知后將它發表，乃為天文界所知。在1781年發現天王星之后，進一步證實公式有效，波德于是倡議在火星和木星軌道之間也許還有一顆行星。1801年，西西里和皮亞齊（g.pzzi）在例行的天文觀測中偶然發現在2.77au處有個小天體，即把它命名為谷神星（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，隨后命名為智神星（pals）。威廉·赫歇爾就建議這些天體是一顆行星被毀壞后的殘余物。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灶神星。由于這些天體的外觀類似恒星，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年才發現第五顆小行星義神星。緊接著，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年馬克斯·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。現代的小行星巡天系統使用自動化設備使小行星的數量持續增加。

在小行星帶發現后，必須要計算它們的軌道元素。1866年，丹尼爾·柯克伍德宣布由太陽算起，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。柯克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注意到小行星帶上一些小行星的軌道有相似的參數，并由此形成了小行星族。到了1970年代，觀察小行星的顏色發展出了分類的系統，三種最常見的類型是c－型（碳質）、s－型（硅酸鹽）和m－型（金屬）。2006年，天文學家宣布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。

起源演化

在太陽系形成初期，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累積質量成為巖石行星或巨大的小行星ida和它的衛星，伽利略號探測器拍攝氣體行星。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，小行星記載著太陽系行星形成初期的信息。因此，小行星的起源是研究太陽系起源問題中重要的和不可分割的一環。

主流觀點

關于形成的原因，比較普遍的觀點是在太陽系形成初期，由于某種原因，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云假說，認為星云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。在太陽系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，并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累積質量成為巖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制質量的累積，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向內移動時，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，只能一如往昔的繼續繞著太陽公轉，而且小行星帶可以視為原始太陽系的殘留物。

小行星gaspra，伽利略號探測器拍攝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。主要是由于重力的擾動，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只有原來的千分之一。

當主帶開始形成時，在距離太陽2.7au之處形成了一條溫度低于水的凝結點線—"雪線"，在這條線之外形成的星子就能夠累積冰。在小行星帶生成的主帶彗星都在這條線之外，并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布就已經穩定下來（相對于整個太陽系），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后過程的影響，像是：內部的熱化、撞擊造成的熔化、來自宇宙線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，在太陽系形成時經歷的變動比較少。

主帶的內側界線在與木星的軌道周期有4:1軌道共振的2.06au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，在太陽系的早期歷史中，就會因為火星（遠日點在1.67au）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，是太陽系第十大行星億萬年前的大爆炸分解成了千萬顆小行星。這種小行星mathilde，近地小行星探測器拍攝理論一下子就解決了兩個難題：小行星帶的產生和為什么沒有第十行星。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著5－10顆同谷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。

家族和群組

參看詞條小行星族。

在主帶的小行星大約有三分之一屬于不同家族的成員。同一家族的小行星來自同一個母體的碎片，共享著相似的軌道元素，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家族，大約有20–30個集團可以確定是小行星族，并且可能有共同的起源。還有一些可能是，但還不是很確定的。小行星族可以借由光譜的特征來進行辨認。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灶神星為主的灶神星族（谷神星是屬于gefion族的闖入者），相信是由形成灶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，所以可能也屬于這些家族。

邊緣

在小行星帶的內緣（距離在1.78和2.0天文單位之間，平均概念圖，曙光號和小行星帶半長軸1.9天文單位）有匈牙利族的小行星。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，并被4：1的柯克伍德空隙與主帶分隔開來。有些成員屬于穿越火星軌道的小行星，并且可能是因為火星的擾動才使這個家族的成員減少。

另一個在小行星主帶外緣的高傾角家族是福后星族，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。

最大家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后形成的，主要分布在主帶的內側邊緣。

在主帶的外緣有原神星族的小行星，軌道介于3.3至3.5天文單位之間，與木星有7：4的軌道共振。希爾達族的軌道介于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。

新家族

證據顯示新的小行星族仍在形成中（以天文學的時間尺度），karincluster顯然是在570萬年前在一顆直徑約16公里的母體小行星碰撞后產生的。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，但年齡的估計只是根據可能成員現在的軌道元素，而不是所有的物理特征。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150萬年前后），可以提供小行星帶內塵埃的另一個來源。

物理特征

概念圖，曙光號和灶神星與谷神星構造

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，顏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、光譜特征都是太陽系早期的狀態，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鹽與一些金屬，但碳質化合物的成分不明顯。這表明它們與原始太陽系的成分有顯著區別，可能由于太陽系早期的熔解機制，導致分化的結果。相對c－型小行星來說，此類小行星有著高反射率。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－鎳的譜線，顯白色或輕微的紅色，而沒有吸收線的特征。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－型小行星主要分布在半長徑2.7天文單位的軌道上。

注：20世紀70年代，通過觀察小行星的光譜發展出了分類系統，三種最常見的類型是c－型（碳質）、s－型（硅酸鹽）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，直徑大于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于重力，因此表面所有的松散物質都會被拋離。這也說明直徑超過100米的小行星實際上是在碰撞后的瓦礫堆中形成的。

小行星帶高密度的天體分布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公里的天體，平均每一千萬年就會發生一次碰撞。碰撞會產生許多小行星的碎片（導致新的小行星族產生），而且一些碰撞的殘骸可能會在進入地球的大氣層并成為隕石。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著原始的特征。

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只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）。由于坡印廷·羅伯遜阻力，來自太陽輻射的壓力會使這些粒子以螺旋的路徑緩慢的朝向太陽移動。

這些細小微粒帶動彗星拋出的物質，產生了黃道光，這種微弱的輝光可以太陽西沉后的暮光中，沿著黃道面的平面上觀察到。產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，因此必須有新產生的顆粒源源不斷地來自小行星帶。

柯克伍德空隙

參看柯克伍德空隙

小行星半長軸分布圖主要用于描述在太陽附近小行星的范圍，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，在主帶會出現引人注目的空隙。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并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克伍德空隙，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的柯克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。）

柯克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。）

其他資料

·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。但由于重力干擾，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只有原來的千分之一。

小行星帶·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于水的凝結點線（雪線），在這條線之外形成的星子能夠累積冰。而在小行星帶生成的主帶彗星都在這條線之外，由此成為造成地球海洋的主要因素。

·由于在40億年前，小行星帶的大小和分布就已經穩定下來（相對于整個太陽系），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后過程的影響，如內部的熱化、撞擊造成的熔化、來自宇宙線和微流星體轟擊的太空風化。

·主帶內側界線在與木星的軌道周期有4:1軌道共振處（2.06au處），任何天體都會因為軌道不穩定而被拋射出去。

小行星帶z在線