{{위키데이터 속성 추적}}
[[파일:InnerSolarSystem-ko.png|300px|섬네일|내태양계와 목성 근방의 소행성으로, 소행성대는 화성과 목성 궤도 사이에 위치해 있다.
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{{legend2|#FFFF00|border=1px solid #B3B300|[[태양]]}}<br />
{{legend2|#6ad768|border=1px solid #2B9929|[[목성 트로이군]]}}<br />
{{legend2|#007DD6|border=1px solid #00508A|[[행성]]의 [[궤도]]}}
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{{legend2|#e9e9e9|border=1px solid #999999|'''소행성대'''}}<br />
{{legend2|#d39300|border=1px solid #855D00|[[힐다족|힐다 소행성족]]}}<br />
{{legend2|#c90000|border=1px solid #940000|[[근지구 소행성]]}}
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[[파일:Masses of asteroids vs main belt.png|섬네일|299x299px|질량이 큰 12개 소행성과 나머지 질량의 비율을 나타낸 그래프.]]
[[파일:Ceres-Vesta-Eros compared to Pluto-Charon.jpg|300px|섬네일|소행성대에서 가장 큰 천체는 왜행성 [[세레스 (왜행성)|세레스]]이다. 소행성대 전체 질량의 합은 [[명왕성]]에 한참 못 미치고, [[카론 (위성)|카론]]보다 약 2배 크다.]]

'''소행성대'''({{linktext|小|行|星|帶}}, {{lang|en|Asteroid belt}})는 [[태양계]]의 [[화성]]과 [[목성]] 사이에 위치한 [[별주위원반|원반 모양 영역]]으로, 흔히 [[소행성]]이나 [[소행성체]]라고 칭하는 작고 불규칙한 고체 [[천체]]로 이루어져 있다. 간혹 [[근지구 소행성]]이나 [[트로이군]]과 구별하기 위해, 소행성대를 '''주 소행성대'''({{lang|en|Main Asteroid belt}} 또는 단순히 {{lang|en|Main belt}})라고 부르기도 한다.<ref name = Williams>{{뉴스 인용|url=http://www.universetoday.com/32856/asteroid-belt/ |title=What is the Asteroid Belt? |author=Matt Williams |work=Universe Today |date=2015-08-23 |access-date=2016-01-30}}</ref>

소행성대 질량의 절반가량은<!-- (9.43±0.07 + 2.59 + 2.11±0.26 + 0.885) ÷ 33±3 (×10^20 kg) = 41–51% --> [[세레스 (왜행성)|1 세레스]], [[4 베스타]], [[2 팔라스]], [[10 히기에이아]]가 차지한다.<ref name = Williams/> 또한, 소행성대 전체의 질량은 [[달]]의 4%가량이다.

소행성대의 천체 중 유일하게 [[왜행성]] 자격을 받은 세레스의 지름은 약 950 km이고, 베스타, 팔라스, 히기에이아는 지름이 600 km 미만이다.<ref name="Krasinskyetal2002">{{저널 인용|first=G. A. |last= Krasinsky |author2=Pitjeva, E. V. |author3=Vasilyev, M. V. |author4=Yagudina, E. I. |bibcode=2002Icar..158...98K |title=Hidden Mass in the Asteroid Belt |journal=Icarus |volume=158 |issue=1 |pages=98–105 |date=July 2002 |doi=10.1006/icar.2002.6837 |author2-link=Elena V. Pitjeva}}</ref><ref name="Pitjeva2005">{{저널 인용|last=Pitjeva |first=E. V. |title=High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants |journal=Solar System Research |date=2005 |volume=39 |issue=3 |pages=176–186 |url=http://iau-comm4.jpl.nasa.gov/EPM2004.pdf |doi=10.1007/s11208-005-0033-2 |bibcode=2005SoSyR..39..176P |s2cid=120467483 |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20140703074335/http://iau-comm4.jpl.nasa.gov/EPM2004.pdf|archive-date=July 3, 2014 }}</ref><ref name="halfmass" /><ref name="jplsbdb">{{웹 인용
|first=Donald K.
|last=Yeomans
|date = July 13, 2006
|url = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi
|title = JPL Small-Body Database Browser
|publisher = NASA JPL
|access-date = 2010-09-27
|archive-url= https://web.archive.org/web/20100929043420/http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi| archive-date= 29 September 2010 |url-status= live}}</ref> 다른 소행성의 크기는 먼지 입자 정도까지 내려간다. 소행성대의 소행성은 많기는 하지만 소행성대의 면적이 넓어 매우 넓게 분포해 있어, 현재까지 소행성대에 진입한 무인 탐사선 전부가 사고 없이 통과하였다.<ref>{{뉴스 인용|url=http://www.universetoday.com/110276/why-the-asteroid-belt-doesnt-threaten-spacecraft/ |title=Why the Asteroid Belt Doesn't Threaten Spacecraft |author=Brian Koberlein |work=Universe Today |date=2014-03-12 |access-date=2016-01-30}}</ref> 소행성 간의 충돌은 간혹 일어나며, 충돌 결과로 서로 궤도와 성분이 비슷한 [[소행성족]]이 생겨난다. 소행성 각각은 [[스펙트럼|분광학적]] 성질에 따라 분류하며, 보통 [[탄소]]질 [[C형 소행성|C형]], [[규소]]질 [[S형 소행성|S형]], 금속질 [[M형 소행성|M형]] 3개 중 하나에 속한다.

소행성대는 원시 [[태양 성운]]의 [[미행성]] 무리로 형성되었다.<ref name=CosmosUp>{{웹 인용 |url=http://www.cosmosup.com/how-did-the-asteroid-belt-form/ |title=How Did The Asteroid Belt Form? Was There A Planet There? |publisher=CosmosUp |date=2016-01-17 |access-date=2016-01-30 |archive-date=2018-12-06 |archive-url=https://web.archive.org/web/20181206114730/http://www.cosmosup.com/how-did-the-asteroid-belt-form/ |url-status= }}</ref> 미행성은 보통 원시 행성으로 성장하나, 화성과 목성 사이에서는 목성의 중력적 [[섭동 (천문학)|섭동]]으로 인해 미행성에 운동 에너지가 가해져 [[강착]]이 일어나지 못했다.<ref name=CosmosUp/><ref>{{웹 인용|url=http://www.space.com/16105-asteroid-belt.html |title=Asteroid Belt: Facts & Information |author=Nola Taylor Redd |work=Space.com |date=2012-06-11 |access-date=2016-01-30}}</ref> 미행성 간의 충돌이 극도로 심해졌고, 서로 뭉치는 대신 다수가 흩어지는 결과를 낳았다. 이로 인해 태양계 형성 1억 년 사이에 소행성대 질량 99.9%가 사라졌다.<ref>{{웹 인용|first=Kelly |last=Beatty |date=March 10, 2009 |url=http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/sculpting-the-asteroid-belt/ |title=Sculpting the Asteroid Belt |publisher=Sky & Telescope |access-date=2014-04-30 }}</ref> 일부 충돌 파편은 내태양계로 들어와 내태양계 행성과 충돌하였다. 소행성대에 남은 소행성의 궤도는 목성과 [[궤도 공명]]을 일으키며 섭동이 계속 발생하였다. 특정 지점에 위치한 소행성들은 궤도 공명으로 인해 다른 궤도로 옮겨가는데, 이로 인해 소행성이 없어 보이는 지역을 [[커크우드 간극]]이라고 한다.<ref>{{저널 인용|last1=Delgrande |first1=J. J. |last2=Soanes |first2=S. V. |title=Kirkwood's Gap in the Asteroid Orbits |journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada |volume=37 |date=1943 |pages=187 |bibcode = 1943JRASC..37..187D}}</ref>

다른 지역에 있는 [[태양계 소천체]]로는 [[근지구 소행성]], [[센타우루스군]], [[카이퍼대]] 천체, [[산란원반]] 천체, [[세드나족]], [[오르트 구름]] 천체가 있다.

2014년 1월 22일, [[유럽 우주국]]의 과학자들이 세레스에서 최초로 [[수증기]]가 감지되었다고 발표하였다.<ref name="KüppersO’Rourke2014">{{저널 인용|last1=Küppers |first1=Michael |last2=O’Rourke |first2=Laurence |last3=Bockelée-Morvan |first3=Dominique |last4=Zakharov |first4=Vladimir |last5=Lee |first5=Seungwon |last6=von Allmen |first6=Paul |last7=Carry |first7=Benoît |last8=Teyssier |first8=David |last9=Marston |first9=Anthony |last10=Müller |first10=Thomas |last11=Crovisier |first11=Jacques |last12=Barucci |first12=M. Antonietta |last13=Moreno |first13=Raphael |title=Localized sources of water vapour on the dwarf planet (1) Ceres |journal=Nature |volume=505 |issue=7484 |date=2014 |pages=525–527 |issn=0028-0836 |doi=10.1038/nature12918 |bibcode = 2014Natur.505..525K |pmid=24451541 |s2cid=4448395}}</ref> 수증기 감지는 [[허셜 우주망원경]]의 [[원적외선]] 장비를 사용하였다.<ref name="NASA-20140122">{{웹 인용|last1=Harrington |first1=J. D. |title=Herschel Telescope Detects Water on Dwarf Planet – Release 14-021 |url=http://www.nasa.gov/press/2014/january/herschel-telescope-detects-water-on-dwarf-planet |date=22 January 2014 |work=[[NASA]] |access-date=22 January 2014 }}</ref> 이 발견은 통상 [[혜성]]과 달리 소행성, 특히 수분이 적은 소행성대 소행성에서 물이 분출할 것이라고 예상하지 못했기 때문에 특이하게 받아들여졌다. 한 과학자는 "혜성과 소행성 사이의 경계가 갈수록 불명확해진다"고 밝혔다.<ref name="NASA-20140122"/>

== 관측 역사 ==
[[파일:Portrait Confused With Johannes Kepler 1610.jpg|섬네일|upright|1596년 [[요하네스 케플러]]가 화성과 목성의 궤도에 불규칙한 점이 있음을 알아냈으며, 이후 소행성대 소행성의 중력 때문임이 밝혀졌다.]]
{{참고|행성의 정의|소행성체 목록}}

1596년 [[요하네스 케플러]]는 자신의 저서 "[[우주의 신비]]"에서 "화성과 목성 사이 행성을 넣는다"고 언급하였다.<ref>{{웹 인용|url=https://dawn.jpl.nasa.gov/DawnClassrooms/1_hist_dawn/history_discovery/Exploration/fb_jupiter_mars.pdf|title=Dawn: Between Jupiter and Mars [sic], I Place a Planet|publisher=[[Jet Propulsion Laboratory]]}}</ref> 케플러는 [[튀코 브라헤]]의 관측 결과를 분석한 결과 화성과 목성 사이의 간격이 너무 크다고 여겼다.<ref>{{서적 인용|url=https://books.google.com/books?id=9TMcWJwAyFkC&pg=PA5|title=The Dawn Mission to Minor Planets 4 Vesta and 1 Ceres|editor1-first=Christopher|editor1-last=Russell|editor2-first=Carol|editor2-last= Raymond|date=2012|publisher=[[Springer Science+Business Media]]|page=5|isbn=978-1-4614-4902-7}}</ref>

샤를 보네의 "자연에 대한 사색"을 1766년 [[요한 티티우스]]가 번역하며 주석을 남겼는데,<ref name="asteroids">{{웹 인용|title=When Did the Asteroids Become Minor Planets?|author=Hilton, J.|work=US Naval Observatory (USNO)|date=2001|url=http://www.usno.navy.mil/USNO/astronomical-applications/astronomical-information-center/minor-planets|access-date=2007-10-01|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20120406222551/http://www.usno.navy.mil/USNO/astronomical-applications/astronomical-information-center/minor-planets/|archive-date=2012-04-06}}</ref><ref name="Dawn">{{웹 인용|title=Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System|work=Space Physics Center: UCLA|date=2005|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/background.html|access-date=2007-11-03|url-status=dead|archive-url=https://archive.today/20120524184638/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/background.html|archive-date=2012-05-24}}</ref><ref name="Hoskin">{{웹 인용|title=Bode's Law and the Discovery of Ceres|author=Hoskin, Michael|work=Churchill College, Cambridge|url=http://www.astropa.unipa.it/HISTORY/hoskin.html|access-date=2010-07-12|archive-date=2011-05-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20110522214414/http://www.astropa.unipa.it/HISTORY/hoskin.html|url-status=}}</ref> 주석의 내용은 행성 배치의 겉보기 규칙으로, 이후 [[티티우스-보데의 법칙]]으로 불리게 되었다. 티티우스-보데의 법칙은, 0, 3, 6, 12, 24, 48, ...처럼 시작을 0, 3으로 한 다음 2배씩 커지는 수열에 대해 수열의 값에 4를 더하고 10으로 나누면, 행성과 태양 사이의 거리를 [[천문단위]]로 잰 값과 거의 같다는 것으로, 이 법칙에 따르면 화성(12)과 목성(48) 사이에 미지의 행성(24)이 존재한다는 결과가 나온다. 주석에서 티티우스는 "하지만 과연 하느님이 이 공간을 빈 곳으로 두셨을까? 전혀 아니다."라고 얘기하였다.<ref name="Dawn" />

1781년 [[윌리엄 허셜]]이 [[천왕성]]을 발견하였을 때 천왕성의 위치는 티티우스-보데의 법칙에서 예측한 위치와 일치해, 천문학자들이 화성과 목성 사이에 행성이 존재한다고 완전히 믿게 되는 계기가 되었다.

[[파일:Giuseppe Piazzi.jpg|섬네일|upright|소행성대에서 가장 큰 천체인 [[세레스 (왜행성)|세레스]]의 발견자인 [[주세페 피아치]]. 세레스는 처음에 행성으로 불렸다가, 이후 소행성에 속하기도 하였고, 2006년부터는 [[왜행성]]으로 분류되었다.]]
1801년 1월 1일, [[주세페 피아치]]가 행성이 있으리라 예측되는 위치에서 작은 천체를 발견하였다. 피아치는 이 천체를 로마 수확의 여신이자 시칠리아의 수호신인 [[케레스]]의 이름을 따 세레스라는 이름을 붙였다. 피아치는 처음에 이 천체를 혜성으로 생각했으나, [[코마 (혜성)|코마]]가 없는 점이 행성임을 시사했다.<ref name="police">{{저널 인용|title=Call the police! The story behind the discovery of the asteroids|journal=Astronomy Now|issue=June 2007|pages=60–61}}</ref> 이로서 티티우스-보데의 법칙을 완벽히 만족하는 8개의 행성(수성, 금성, 지구, 화성, 세레스, 목성, 토성, 천왕성)이 생겨났다.

15개월 후 [[하인리히 올베르스]]가 같은 지역에서 두 번째 천체 [[2 팔라스|팔라스]]를 발견하였다. 다른 행성과 다르게 세레스와 팔라스는 망원경의 배율을 최대로 하여도 원반으로 퍼지지 않고 점으로 보였다. 빠르게 움직인다는 특징을 제외하면 [[항성]]과 다를 바가 없었다.

이에 따라 1802년 허셜이 이러한 천체를 그리스어 {{Lang|gr|asteroeides}}{{해석|별과 비슷한}}를 따 새로운 분류인 "소행성"({{Lang|en|asteroid}})으로 칭하자고 제안했다.<ref>{{웹 인용
| first=Douglas| last=Harper| title=Asteroid| date=2010
| work=Online Etymology Dictionary| publisher=Etymology Online
| url=http://www.etymonline.com/index.php?search=asteroid&searchmode=none
| access-date=2011-04-15 }}</ref><ref name="aster-root">{{웹 인용
| author= DeForest, Jessica
| date = 2000
| url = http://www.msu.edu/~defores1/gre/roots/gre_rts_afx2.htm
| title = Greek and Latin Roots
| publisher = Michigan State University
| access-date = 2007-07-25
| archive-url= https://web.archive.org/web/20070812155525/http://www.msu.edu/~defores1/gre/roots/gre_rts_afx2.htm| archive-date= 12 August 2007 | url-status= live}}</ref> 허셜은 세레스와 팔라스를 여러 차례 관측한 후, 다음과 같이 결론을 내렸다.<ref>{{저널 인용
|title=William Herschel and the First Two Asteroids
|author=Cunningham, Clifford
|place=Dance Hall Observatory, Ontario|date=1984
|bibcode=1984MPBu...11....3C
|volume=11
|page=3
|journal=The Minor Planet Bulletin}}
</ref>
<blockquote>

그들은 항성과 아주 유사해 구별하기가 쉽지 않다. 따라서 별과 유사한{{해석|asteroidal}} 모습에서, 이름을 따, Asteroid라고 부르게 된다. 하지만 만약, 그 천체들의 본성을 더 잘 묘사하는 이름이 있다면, 이름을 바꿀 자유가 있어야 한다.
</blockquote>

1807년 [[3 유노|유노]]와 [[4 베스타|베스타]]가 추가로 발견되었다.<ref name="serendipity">{{웹 인용
|author = Staff
|date = 2002
|url = http://dawn.jpl.nasa.gov/DawnCommunity/flashbacks/fb_06.asp
|title = Astronomical Serendipity
|publisher = NASA JPL
|access-date = 2007-04-20
|url-status = dead
|archive-url = https://web.archive.org/web/20120206235537/http://dawn.jpl.nasa.gov/DawnCommunity/flashbacks/fb_06.asp
|archive-date = 2012-02-06
}}
</ref> 하지만 연구 대부분이 이루어진 독일 릴리엔탈이 [[나폴레옹 전쟁]]에서 불타버리면서,<ref>Linda T. Elkins-Tanton, ''Asteroids, Meteorites, and Comets'', 2010:10</ref> 소행성 발견 시대가 일단락되게 되었다.<ref name="serendipity" />

허셜이 새로운 용어를 만들었지만 향후 몇십 년 동안은 단순히 행성으로 칭하는 경우가 관행으로 남아,<ref name="asteroids" /> 발견 순서대로 이름 앞에 숫자를 붙여 1&nbsp;세레스, 2&nbsp;팔라스, 3&nbsp;유노, 4&nbsp;베스타로 불렀다. 하지만 1845년 [[5 아스트라이아]]를 시작으로 새 천체의 발견이 급격히 이루어져, 모두 행성으로 세기에 너무 복잡해져, 결국 허셜의 "소행성"이 점진적으로 사용 빈도가 늘어나게 되었다.<ref name="asteroids" />

1846년 [[해왕성]]이 발견되었을 때 해왕성의 위치는 티티우스-보데의 법칙에서 예측한 위치와 전혀 달라 법칙의 신빙성이 사라지게 되었다. 현재까지도 티티우스-보데의 법칙이 왜 성립하는지는 과학적인 설명이 없으며, 천문학계에서는 우연의 일치였다고 여기고 있다.<ref>{{웹 인용
|title=Is it a coincidence that most of the planets fall within the Titius-Bode law's boundaries?
|work=astronomy.com
|url=http://www.astronomy.com/magazine/ask-astro/2006/10/is-it-a-coincidence-that-most-of-the-planets-fall-within-the-titius-bode-laws-boundaries
|access-date=2014-01-22}}
</ref>

1686년 중반까지 소행성 100개가 발견되었고, 1891년 [[막스 볼프]]가 [[천체사진술]]을 개발하며 발견 속도는 더 빨라졌다.<ref>{{웹 인용
| first = David W.
| last = Hughes
| date = 2007
| url = http://www.open2.net/sciencetechnologynature/planetsbeyond/asteroids/history.html
| title = A Brief History of Asteroid Spotting
| publisher = BBC
| access-date = 2007-04-20
| archive-date = 2011-08-07
| archive-url = https://web.archive.org/web/20110807151228/http://www.open2.net/sciencetechnologynature/planetsbeyond/asteroids/history.html
| url-status = dead
}}</ref> 1921년까지 1,000개,<ref>{{서적 인용
|author1=Moore, Patrick|author2=Rees, Robin| date=2011
| page=156| title=Patrick Moore's Data Book of Astronomy
| edition=2nd| publisher=Cambridge University Press
| isbn=978-0-521-89935-2
}}</ref> 1981년까지 10,000개,<ref>{{영상 인용
| people=Manley, Scott| date=August 25, 2010
| title=Asteroid Discovery from 1980 to 2010
| work=YouTube
| url=https://www.youtube.com/watch?v=S_d-gs0WoUw
| access-date=2011-04-15
}}</ref> 2000년까지 100,000개의 소행성이 발견되었으며,<ref>{{웹 인용
| title=MPC Archive Statistics
| publisher=IAU Minor Planet Center
| url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/ArchiveStatistics.html
| access-date=2011-04-04 }}</ref> 현대 소행성 탐사는 자동화가 이루어져 발견 속도는 계속 증가하고 있다.

==기원==
[[파일:Main belt i vs a.png|섬네일|300px|right|태양과의 거리와 궤도 경사로 나타낸 소행성대로, 소행성대의 "핵심부"는 빨간색으로, 그 외는 파란색으로 나타나 있다.]]

===형성===
1802년 팔라스 발견 직후, 올베르스가 허셜에게 세레스와 팔라스가 화성과 목성 사이에 존재하였으나 수백만 년 전 내부 폭발이나 혜성 충돌을 통해 방출된 [[파에톤 (행성)|더 큰 행성의 파편]]이라는 설을 제기했다.<ref>{{웹 인용|title=A Brief History of Asteroid Spotting|work=Open2.net|url=http://www.open2.net/sciencetechnologynature/planetsbeyond/asteroids/history.html|access-date=2007-05-15|archive-date=2011-08-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20110807151228/http://www.open2.net/sciencetechnologynature/planetsbeyond/asteroids/history.html|url-status=dead}}</ref> 하지만, 행성을 파괴하기 위해서는 엄청난 에너지가 필요하다는 점과, 소행성대의 질량 합이 [[달]]의 4%밖에 되지 않는 점을 고려하면<ref name="Krasinskyetal2002" /> 가설의 설득력이 부족하다. 여기에, 소행성이 모두 한 행성에서 왔다고 한다면 서로간의 화학 구성 차이를 설명할 수 없다.<ref>{{웹 인용
|author1=Masetti, M.|author2=Mukai, K.|name-list-style=amp| date=December 1, 2005
| url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980810a.html
| title=Origin of the Asteroid Belt
| publisher=NASA Goddard Spaceflight Center
| access-date=2007-04-25
}}</ref> 2018년 [[플로리다 대학교]] 연구진은 소행성대가 여러 원시 행성의 파편에서 만들어졌음을 밝혔다.<ref>{{웹 인용|url=http://news.ufl.edu/articles/2018/06/study-reveals-secret-origins-of-asteroids-and-meteorites.php|title=Study reveals secret origins of asteroids and meteorites|date=2018-07-02|website=news.ufl.edu|language=en|access-date=2018-10-17|archive-date=2019-03-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20190312064035/http://news.ufl.edu/articles/2018/06/study-reveals-secret-origins-of-asteroids-and-meteorites.php|url-status=}}</ref>

태양계에서 소행성대의 형성에 관한 대표 가설은 [[성운설]]에 기반하여 있다. 성운설은 성간 기체와 먼지가 중력으로 인해 회전 원반을 이뤄 이후 태양과 각 행성으로 진화하였다는 것으로,<ref>{{웹 인용
| last = Watanabe
| first = Susan
| date = July 20, 2001
| url = http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=520
| title = Mysteries of the Solar Nebula
| publisher = NASA
| access-date = 2007-04-02
| archive-date = 2012-01-17
| archive-url = https://web.archive.org/web/20120117093701/http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=520
| url-status = 
}}</ref> 처음 몇백만 년 동안은 작은 입자가 [[강착]]으로 뭉쳐 점점 크기가 커져 갔으며, 일정 크기 이상부터는 다른 천체를 중력으로 끌어당겨 [[미행성]]이 되며 결과적으로 행성의 형성이 일어났다.

현재 소행성대 지역에 위치했던 미행성들은 목성의 중력으로 인한 [[섭동 (천문학)|섭동]]이 너무 강해 행성을 형성하지 못하고 전처럼 태양을 돌며 계속 충돌을 일으켰다.<ref name="icarus153">{{저널 인용
|author1=Petit, J.-M.|author2=Morbidelli, A.|author3=Chambers, J.|name-list-style=amp| title=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt
| journal=Icarus
| date=2001
| volume=153
| issue=2
| pages=338–347
| url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf
| access-date=2007-03-22| doi = 10.1006/icar.2001.6702
| bibcode=2001Icar..153..338P
| archive-url= https://web.archive.org/web/20070221085835/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf| archive-date= 21 February 2007 | url-status= live}}</ref> 충돌 속력이 높았던 지역에서는 강착보다 충돌로 인한 분산 효과가 더 커<ref>{{저널 인용
|author1=Edgar, R.|author2=Artymowicz, P.|name-list-style=amp| title=Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet
| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| date=2004
| volume=354
| issue=3
| pages=769–772
| doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x
| bibcode=2004MNRAS.354..769E
|arxiv = astro-ph/0409017 |s2cid=18355985}}</ref> 행성을 형성하지 못하였다. 화성과 목성 사이에는 공전 주기가 목성의 공전 주기와 정수비를 이루는 궤도가 많은데, 이 궤도에서는 [[궤도 공명]]이 일어나 소행성이 다른 궤도로 옮겨가는 효과가 발생했다. 목성이 형성 후 [[니스 모형|안쪽으로 이동했다면]], 궤도 공명 효과가 소행성대 전체에 차례로 적용되며 소행성대가 역학적으로 활성화되고 속력이 증가하게 되었을 것이다.<ref>{{콘퍼런스 인용
| first = E. R. D.
| last = Scott
| title=Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids
| book-title = Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference
| publisher = Lunar and Planetary Society
| date = March 13–17, 2006
| location = League City, Texas
| bibcode =2006LPI....37.2367S
}}</ref>

태양계 형성 초기에 소행성이 부분적으로 용융되어서 원소가 질량별로 분화되었을 가능성이 있다. 일부는 [[분화 (화산학)|분화]]를 거쳐 [[마그마]] 바다를 이루었을 것으로 추정되나, 각 천체의 크기가 작아 소행성에서 이 시기는 아주 짧게 유지되었고, 소행성 형성 후 1000만 년 이내에 모두 끝난 것으로 여겨진다.<ref>{{저널 인용
| author=Taylor, G. J.|author2=Keil, K.|author3=McCoy, T.|author4=Haack, H.|author5=Scott, E. R. D.|name-list-style=amp
| title=Asteroid differentiation&nbsp;– Pyroclastic volcanism to magma oceans
| journal=Meteoritics
| date=1993
| volume=28
| issue=1
| pages=34–52
| bibcode=1993Metic..28...34T
| doi=10.1111/j.1945-5100.1993.tb00247.x}}</ref> 2007년 8월 베스타에서 유래한 운석 속의 [[지르콘]]을 연구한 결과가 소행성 전체가 태양계 형성 후 1000만 년 이내에 빠르게 형성되었음을 시사하였다.<ref>{{웹 인용|title=U of T researchers discover clues to early solar system|author=Kelly, Karen|date=2007|work=University of Toronto|url=http://webapps.utsc.utoronto.ca/ose/story.php?id=665|access-date=2010-07-12|archive-url=https://www.webcitation.org/64v3yZ7Hf?url=http://webapps.utsc.utoronto.ca/ose/story.php?id=665|archive-date=2012-01-24|url-status=dead}}</ref>

===진화===
소행성은 태양계 형성 이후 내부 가열, 충돌로 인한 표면 용융, 방사선으로 인한 [[우주 풍화]], [[유성진]]의 충돌 등으로 인한 진화를 거쳤으며, 따라서 원시 태양계의 표본은 아니다.<ref>
{{저널 인용|title=Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution|author=Clark, B. E.|author2=Hapke, B.|author3=Pieters, C.|author4=Britt, D.|place=University of Arizona|date=2002|bibcode=2002aste.book..585C|page=585|journal=Asteroids III}}
{{저널 인용|title=The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials|author=Gaffey, Michael J.|date=1996|bibcode=1986Icar...66..468G|volume=66|pages=468–486|journal=Icarus|issn=0019-1035|doi=10.1016/0019-1035(86)90086-2|issue=3}}
{{웹 인용|title= Thermal alteration of asteroids: evidence from meteorites|author=Keil, K.|work=Planetary and Space Science|url=http://www.ingentaconnect.com/content/els/00320633/2000/00000048/00000010/art00054|date=2000
|access-date=2007-11-08}}
{{저널 인용|title=Impact of ions and micrometeorites on mineral surfaces: Reflectance changes and production of atmospheric species in airless solar system bodies|author=Baragiola, R. A.|author2=Duke, C. A.|author3=Loeffler, M.|author4=McFadden, L. A.|author5=Sheffield, J.|name-list-style=amp|date=2003|bibcode=2003EAEJA.....7709B|page=7709|journal=EGS – AGU – EUG Joint Assembly}}
</ref> 일부 과학자들은 소행성을 미행성의 잔재라고 칭하지만,<ref>{{저널 인용
|author1=Chapman, C. R.|author2=Williams, J. G.|author3=Hartmann, W. K.| title=The asteroids| date=1978
| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
| volume=16| pages=33–75
| doi=10.1146/annurev.aa.16.090178.000341
| bibcode=1978ARA&A..16...33C }}</ref> 다른 일부는 서로 분명히 다른 것이라고 한다.<ref>{{웹 인용|title=Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur|author=Kracher, A.|work=Ames Laboratory|date=2005|url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/03788/EGU05-J-03788.pdf
|access-date=2007-11-08| archive-url= https://web.archive.org/web/20071128200221/http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/03788/EGU05-J-03788.pdf| archive-date= 28 November 2007 | url-status= live}}</ref>

현재 소행성대는 태양계 초기의 질량 중 극히 일부만을 가지고 있다. 컴퓨터 시뮬레이션에서는 소행성대가 최초에는 지구의 질량 정도였다는 결과가 나온다.<ref>{{웹 인용|author= Robert Piccioni|url=http://www.guidetothecosmos.com/newsletter-Habitable-Earth.html|title=Did Asteroid Impacts Make Earth Habitable?|publisher=Guidetothecosmos.com|date=2012-11-19|access-date=2013-05-03}}</ref> 섭동으로 인해 형성된 지 100만 년이 채 되지 않아 물질 거의 전부가 바깥으로 방출되어, 최초 질량의 0.1%만이 남았다.<ref name="icarus153" /> 형성 이후 소행성대의 크기는 특별한 증가나 감소 없이 안정 상태를 유지하고 있다.<ref>{{뉴스 인용|url=https://uanews.arizona.edu/story/asteroids-caused-early-inner-solar-system-cataclysm|title=Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm|work=UANews|access-date=2018-10-18|language=en}}</ref>

2.06 AU 지점에서 일어나는 목성과의 4:1 궤도 공명을 보통 소행성대의 안쪽 경계로 보고 있다. 이보다 안쪽에 형성된 소행성은 궤도 공명으로 다른 궤도로 옮겨갔거나 1.67 AU 지점의 [[화성]]이 정리하였다.<ref>{{웹 인용
|author1=Alfvén, H.|author2=Arrhenius, G.| date=1976
| url =https://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm
| title =The Small Bodies
| work=SP-345 Evolution of the Solar System
| publisher = NASA
| access-date = 2007-04-12| archive-url= https://web.archive.org/web/20070513081833/https://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm| archive-date= 13 May 2007 | url-status= live}}</ref> [[헝가리아족]]은 4:1 공명 지점보다 가까이 있지만, 궤도 경사가 커 영향을 받지 않았다.<ref>{{저널 인용
| title=The Hungaria group of minor planets
| last=Spratt| first=Christopher E.
| journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada
| volume=84| pages=123–131|date=April 1990
| bibcode=1990JRASC..84..123S }}</ref> 소행성대가 처음 만들어졌을 때 2.7 AU 지점부터 물이 얼기 시작해, [[동결선 (천문학)|동결선]]을 형성하였으며, 동결선 너머에서 형성된 미행성에는 얼음이 모을 수 있었다.<ref>{{저널 인용
|author1=Lecar, M.|author2=Podolak, M.|author3=Sasselov, D.|author4=Chiang, E.| title=Infrared cirrus&nbsp;– New components of the extended infrared emission
| journal=The Astrophysical Journal
| date=2006
| volume=640
| issue=2
| pages=1115–1118
| bibcode=2006ApJ...640.1115L
| doi=10.1086/500287|arxiv = astro-ph/0602217 |s2cid=18778001}}</ref><ref>{{뉴스 인용
| first=Phil
| last=Berardelli
| title=Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water
| publisher=Space Daily
| date=March 23, 2006
| url=http://www.spacedaily.com/reports/Main_Belt_Comets_May_Have_Been_Source_Of_Earths_Water.html| access-date=2007-10-27 <!--DASHBot-->}}</ref> 2006년 동결선 바깥 부분 소행성대에서 [[혜성]]들이 발견되었음이 발표되었는데, 이는 지구 바다를 형성한 물의 원천으로 고려되고 있다.<ref>{{웹 인용
|last=Lakdawalla
|first=Emily
|date=April 28, 2006
|url=http://www.planetary.org/blog/article/00000551/
|title=Discovery of a Whole New Type of Comet
|publisher=The Planetary Society
|access-date=2007-04-20
|archive-url=https://web.archive.org/web/20070501211319/http://www.planetary.org/blog/article/00000551/
|archive-date=1 May 2007
|url-status=dead
}}</ref>

==성질==
{{multiple image
| align = right
| direction = vertical
| image1 = 951 Gaspra.jpg
| caption1 = 1991년 [[갈릴레오 (우주선)|갈릴레오]] 탐사선이 촬영한, 최초로 탐사선이 촬영한 소행성인 [[951 가스프라]]. 인위적인 색상 강조가 이루어져 있다.
| image2 = AllendeMeteorite.jpg
| caption2 = 1969년 멕시코에 낙하한 [[알렌데 운석]]으로, [[C 구립운석]]이다.
}}

보통 알려져 있는 것과 달리, 소행성대는 거의 텅 비어 있다. 소행성은 넓게 퍼져 있어, 오히려 소행성으로 가기 위해서는 섬세하게 계획을 세워야 한다. 그렇지만 현재 발견된 소행성은 수십만 개에 달하고, 어느 크기까지를 소행성으로 볼 것이냐에 따라 수백만까지 숫자가 올라가기도 한다. 소행성 200개가량이 크기 100 km 이상이며,<ref>{{웹 인용
| last = Yeomans
| first = Donald K.
| date = April 26, 2007
| url = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi
| title = JPL Small-Body Database Search Engine
| publisher = NASA JPL
| access-date = 2007-04-26
}}&nbsp;– search for asteroids in the main belt regions with a diameter&nbsp;>100.</ref> 적외선 대역 연구에서는 크기 1 km 이상인 소행성이 70만 ~ 170만 개가량 존재함이 밝혀졌다.<ref>{{저널 인용
|author1=Tedesco, E. F.|author2=Desert, F.-X.|name-list-style=amp| title=The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search
| journal=The Astronomical Journal
| date=2002
| volume=123
| issue=4
| pages=2070–2082
| bibcode=2002AJ....123.2070T| doi = 10.1086/339482
| doi-access=free
}}</ref> 소행성 대부분의 [[겉보기등급]]은 11 ~ 19 사이로, 중간값은 16 정도이다.<ref name="mpc" />

소행성대 전체의 질량 합은 {{val|2.39e21}} 킬로그램으로, [[달]]의 3% 정도이다.<ref name="Pitjeva2018">{{저널 인용|last=Pitjeva|first=E. V.|title=Masses of the Main Asteroid Belt and the Kuiper Belt from the Motions of Planets and Spacecraft|journal=Solar System Research|volume=44|issue=8–9|pages=554–566|date=2018|arxiv=1811.05191|doi=10.1134/S1063773718090050|s2cid=119404378}}</ref> 가장 큰 소행성 4개, [[세레스 (왜행성)|세레스]], [[4 베스타|베스타]], [[2 팔라스|팔라스]], [[10 히기에이아|히기에이아]]의 질량이 소행성대 질량의 62%이며, 세레스 혼자만도 39%를 차지한다.<ref name="halfmass">For recent estimates of the masses of Ceres, Vesta, Pallas and Hygiea, see the references in the infoboxes of their respective articles.</ref><ref>[https://solarsystem.nasa.gov/planets/dwarf-planets/ceres/in-depth/ In Depth | Ceres.] NASA Solar System Exploration.</ref>

===구성 성분===
현재 소행성대에는 소행성 세 종류, 탄소질 C형, 규소질 S형, 금속질 M형이 주를 이루고 있다.

[[C형 소행성]]은 탄소{{해석|Carbon}}가 많은 소행성으로, 소행성대 바깥 부분의 거의 전부가 C형 소행성이며,<ref name="ApJ133">{{저널 인용|author1=Wiegert, P.|author2=Balam, D.|author3=Moss, A.|author4=Veillet, C.|author5=Connors, M.|author6=Shelton, I.|name-list-style=amp|title=Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids|journal=The Astronomical Journal|date=2007|volume=133|issue=4|pages=1609–1614|url=http://astro.uwo.ca/~wiegert/papers/2007AJ.133.1609.pdf|access-date=2008-09-06|doi=10.1086/512128|bibcode=2007AJ....133.1609W|arxiv=astro-ph/0611310|s2cid=54937918|archive-date=2011-08-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20110811230206/http://astro.uwo.ca/~wiegert/papers/2007AJ.133.1609.pdf}}</ref> 관측이 되는 전체 소행성의 75% 이상을 차지한다. C형 소행성은 다른 소행성보다 붉은빛을 띄며, [[반사율]]이 낮다. 표면 구성 성분은 [[C 구립운석]]과 유사하다. 화학적으로 C형 소행성의 스펙트럼 상에는 가벼운 원소와 휘발성 물질을 제외하면, 태양계 초기 만들어진 물질이 그대로 남아 있다.

[[S형 소행성]]은 규소{{해석|Silicate}}가 많으며, 2.5 AU 이내 소행성대 내부에 많이 분포한다.<ref name="ApJ133" /><ref>{{저널 인용
| last = Clark
| first = B. E.
| title=New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology
| journal=Lunar and Planetary Science
| date=1996
| volume=27
| pages=225–226
| bibcode=1996LPI....27..225C }}</ref> 스펙트럼 상으로 규소와 일부 금속 원소는 감지되지만, 탄소질 물질은 거의 없어, 용융과 재결정을 통해 최초 구성 성분에서 많은 변형이 이루어졌을 것으로 추정된다. 반사율은 비교적 높은 편이며, 전체 소행성 수의 17%를 차지한다.

[[:분류:M형 소행성|M형 소행성]]은 금속{{해석|Metal}}질로, 소행성의 10%가량이다. 스펙트럼 상으로 철과 니켈이 드러나 있어, 일부에서는 충돌로 인해 떨어져 나온 원시 천체의 금속 핵으로 보기도 하지만, [[22 칼리오페]] 등 규소가 다수이지만 스펙트럼이 비슷하게 나타나는 경우도 있어 일부 논란의 소지가 있다.<ref>{{저널 인용
| author1=Margot, J. L.
| author2=Brown, M. E.
| name-list-style=amp
| title=A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt
| journal=Science
| date=2003
| volume=300
| issue=5627
| pages=1939–1942
| bibcode=2003Sci...300.1939M
| doi=10.1126/science.1085844
| pmid=12817147
| s2cid=5479442
| url=http://pdfs.semanticscholar.org/d014/0c3feee1d41f01ff67e1637b4d367da520ef.pdf
| access-date=2021-04-16
| archive-date=2020-02-26
| archive-url=https://web.archive.org/web/20200226121156/https://pdfs.semanticscholar.org/d014/0c3feee1d41f01ff67e1637b4d367da520ef.pdf
| url-status=dead
}}</ref> 소행성대 내에서 M형 소행성의 수는 2.7 AU 지점에서 최대이다.<ref name="lang2003">{{웹 인용
| last = Lang
| first = Kenneth R.
| date = 2003
| url = http://ase.tufts.edu/cosmos/print_images.asp?id=15
| title = Asteroids and meteorites
| publisher = NASA's Cosmos
| access-date = 2007-04-02
| archive-date = 2012-03-24
| archive-url = https://web.archive.org/web/20120324083246/http://ase.tufts.edu/cosmos/print_images.asp?id=15
| url-status = dead
}}</ref> M형 소행성 전체의 구성 성분이 같은지, 아니면 C형이나 S형에 정확히 들어맞지 않는 소행성들이 같은 집단으로 보이는 것인지는 아직 불명이다.<ref>{{저널 인용
| author=Mueller, M.|author2=Harris, A. W.|author3=Delbo, M.|others=the MIRSI Team
| title=21 Lutetia and other M-types: Their sizes, albedos, and thermal properties from new IRTF measurements
| journal=Bulletin of the American Astronomical Society
| date=2005| volume=37| page=627
| bibcode=2005DPS....37.0702M }}</ref>

[[파일:Hubble views extraordinary multi-tailed asteroid P2013 P5.jpg|섬네일|꼬리가 여럿 달린 특이 혜성 [[P/2013 P5]]를 [[허블 우주망원경]]이 관측한 모습.<ref>{{뉴스 인용|title=When is a comet not a comet?|url=http://www.spacetelescope.org/news/heic1320/|access-date=12 November 2013|newspaper=ESA/Hubble Press Release}}</ref> ]]

소행성대의 수수께끼 하나는 [[V형 소행성]]이나 [[현무암]]질 소행성이 적다는 것으로,<ref name="Duffard">{{콘퍼런스 인용
|author1=Duffard, R. D.|author2=Roig, F.| title=Two New Basaltic Asteroids in the Main Belt?
| book-title=Asteroids, Comets, Meteors 2008
| date=July 14–18, 2008| location=Baltimore, Maryland
| bibcode=2008LPICo1405.8154D| arxiv=0704.0230 }}</ref> 현재의 소행성 형성 이론에 따르면 [[4 베스타|베스타]] 정도에서 소행성에 지각과 맨틀이 형성되는데, 이 둘은 주로 현무암으로 만들어지므로 소행성의 반 이상이 현무암이나 [[감람석]]으로 이루어져 있어야 하지만, 관측 결과에서는 현무암 예측치의 99%가 사라진 것으로 나온다.<ref name="olivine">{{웹 인용|title=Strange Asteroids Baffle Scientists|author=Than69Ker|date=2007|work=space.com|url=http://www.space.com/scienceastronomy/070821_basalt_asteroid.html|access-date=2007-10-14}}</ref> 2001년까지는 현무암질 소행성은 베스타에서 유래한 것으로 추정되어 베스타를 따 V형 소행성으로 불렀지만, 다른 V형 소행성과 구성이 다른 현무암질 소행성 [[1459 마그냐]]가 발견됨으로써 기원이 여럿이라는 추정이 제기되었다.<ref name="olivine" /> 2007년 소행성대 외곽에서 서로 구성이 다른 현무암질 소행성 [[7472 쿠마키리]]와 {{mpl|(10537) 1991 RY|16}}이 발견됨으로써 이 추정에 설득력이 붙었다. 뒤 둘은 현재까지 소행성대 바깥쪽에서 발견된 유이한 V형 소행성이다.<ref name="Duffard" />

소행성대의 온도는 태양과의 거리에 따라 변화한다. 소행성대 내부 먼지 입자의 온도는 보통 2.2 AU 지점에서 200&nbsp;K (−73&nbsp;°C) 부터, 3.2 AU 지점에서 165&nbsp;K (−108&nbsp;°C)까지 내려간다.<ref>{{저널 인용
| author=Low, F. J.
| title=Infrared cirrus&nbsp;– New components of the extended infrared emission
| journal=Astrophysical Journal Letters
| date=1984
| volume=278
| pages=L19–L22
| bibcode=1984ApJ...278L..19L
| doi=10.1086/184213|display-authors=etal}}</ref> 소행성의 온도는 소행성의 자전에 따라 표면이 번갈아 태양에 노출되기 때문에, 같은 소행성에서도 큰 차이가 날 수 있다.

===소행성대 혜성===
{{본문|소행성대 혜성}}
바깥쪽 소행성대에 있는 소행성 몇은 [[혜성]] 활동을 보이기도 한다. 이 소행성들의 궤도는 일반 혜성이 포획되었다고 하기에는 무리가 있으므로, 바깥쪽에 있는 소행성 다수는 얼음질이며, 작은 천체의 충돌로 인해 노출되어 승화한다고 추정하고 있다. 일반적인 혜성에 포함된 물의 중수소-수소 비율은 지구 물의 비율보다 너무 낮기 때문에, 소행성대 혜성이 지구의 바다를 형성한 근원일 가능성이 제기되고 있다.<ref>{{웹 인용|url=https://www.youtube.com/watch?v=B1W4NTmI5Bk|title=Interview with David Jewitt|publisher=YouTube.com|date=2007-01-05|access-date=2011-05-21}}</ref>

===궤도===
[[파일:Main belt e vs a.png|섬네일|300px|right|궤도 긴반지름과 이심률을 통해 나타낸 소행성대 소행성의 분포로, '핵심부'에 해당하는 부분은 빨갛게 나타나 있다.]]
소행성대 소행성 대부분은 [[궤도 이심률]] 0.4 이하, [[궤도 경사]] 30° 이하이다. 소행성의 수는 이심률 0.07, 경사 4° 부근에서 최대이다.<ref name="mpc">{{웹 인용
| last = Williams
| first = Gareth
|date=September 25, 2010
| url = http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/MPDistribution.html
| title = Distribution of the Minor Planets
| publisher = Minor Planets Center
| access-date = 2010-10-27
}}</ref> 일반적인 소행성은 원 궤도를 돌며 [[황도]]면 근처에 위치하지만, 일부는 이심률이 높은 찌그러진 궤도를 돌거나 황도면 바깥으로 멀리 벗어나기도 한다.

간혹 '주 소행성대'라는 용어가 소행성이 밀집한 '핵심부'만을 가리키는 용어로 쓰이기도 하는데, 구체적으로는 4:1과 2:1 [[커크우드 간극]] 사이 2.06 ~ 3.27 AU 지역에서 [[궤도 이심률]] 0.33 이하, [[궤도 경사]] 20° 이하인 영역을 가리킨다. {{as of|2006}} 발견된 [[소행성체]] 전체의 93%가 이 핵심부에 위치하였다.<ref name="basedon1">This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120,437 numbered minor planets from the [http://www.minorplanetcenter.org/iau/MPCORB.html Minor Planet Center orbit database], dated February 8, 2006.</ref> [[JPL 소천체 데이터베이스]]에는 주 소행성대 소행성 70만 개 이상이 기록되어 있다.<ref name="JPL-MBA">{{웹 인용
|title = JPL Small-Body Database Search Engine: orbital class (MBA)
|publisher = JPL Solar System Dynamics
|url = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi?obj_group=all;obj_kind=all;obj_numbered=all;ast_orbit_class=MBA;OBJ_field=0;ORB_field=0;table_format=HTML;max_rows=100;format_option=comp;c_fields=AcBhBgBjBiBnBsCkCqAi;.cgifields=format_option;.cgifields=obj_kind;.cgifields=obj_group;.cgifields=obj_numbered;.cgifields=ast_orbit_class;.cgifields=table_format;.cgifields=com_orbit_class&query=1&c_sort=AcA
|access-date=2018-02-26}}</ref>

==== 커크우드 간극 ====
{{본문|커크우드 간극}}
[[파일:Kirkwood Gaps.svg|300px|섬네일|소행성대의 소행성 수를 궤도 [[긴반지름]]의 함수로서 나타낸 그래프로, 점선은 [[커크우드 간극]]으로서 [[목성]]과의 궤도 공명으로 인해 궤도가 불안정해지는 지역이다.
세 구역 구분이 색으로 표시되어 있다.<br />{{legend2|#005aff|border=1px solid #333|첫째 구역: 내부 소행성대 ({{nowrap|[[긴반지름|''a'']] < 2.5 [[천문단위|AU]]}})}}<br />{{legend2|#ffa500|border=1px solid #222|둘째 구역: 중앙 소행성대 ({{nowrap|2.5 AU < ''a'' < 2.82 AU}})}}<br />{{legend2|#55d400|border=1px solid #333|셋째 구역: 외부 소행성대 ({{nowrap|''a'' > 2.82 AU}})}}]]

소행성의 궤도 [[긴반지름]]은 소행성이 도는 궤도의 크기를 표현하기 위해 주로 사용하며, 긴반지름의 값으로 [[공전 주기]]가 결정된다. 1866년 [[다니엘 커크우드]]가 최초로 공전 주기가 목성 공전 주기의 정수 비율인 곳에 소행성이 없는 빈 공간이 있음을 발견했다. 커크우드는 목성의 중력 [[섭동 (천문학)|섭동]]으로 인해 이 지역에 해당하는 궤도를 소행성이 돌지 못하는 것이라는 이론을 제안하였다.<ref>{{저널 인용
| last=Fernie
| first=J. Donald
| title=The American Kepler
| journal=American Scientist
| date=1999
| volume=87
| issue=5
| page=398
| url=http://www.americanscientist.org/issues/pub/1999/9/the-american-kepler/2
| access-date=2007-02-04
| doi=10.1511/1999.5.398
| archive-date=2017-06-21
| archive-url=https://web.archive.org/web/20170621121158/http://www.americanscientist.org/issues/pub/1999/9/the-american-kepler/2
| url-status=
}}</ref>

소행성의 공전 주기와 목성의 공전 주기가 정수 비율을 이루면, [[궤도 공명]]이 일어나 소행성의 궤도가 교란되어 [[궤도 요소]]가 변화하게 된다. 원래 안정된 궤도였으나 목성이 [[행성 이동|이동]]하여,<ref>{{저널 인용
|author1=Liou, Jer-Chyi|author2=Malhotra, Renu|name-list-style=amp| title=Depletion of the Outer Asteroid Belt
| journal=Science| date=1997
| volume=275| issue=5298| pages=375–377
| doi = 10.1126/science.275.5298.375
| pmid=8994031
|bibcode = 1997Sci...275..375L|hdl=2060/19970022113|s2cid=33032137| hdl-access=free}}</ref> 또는 다른 섭동이나 충돌로 인해 궤도가 간극 내에 위치하게 되면 점진적으로 궤도 긴반지름이 더 크거나 작은 궤도로 무작위로 옮겨지게 된다.

==충돌==
[[파일:zodiacal.jpg|섬네일|[[황도광]]의 일부는 소행성대 소행성 간의 충돌로 발생한 먼지로 인해 발생한다.]]
소행성대에서는 소행성의 수가 많아 서로 간의 충돌이 (천문학적 시간 관점으로) 빈번하게 발생한다. 구체적으로는, 평균 반지름 10 km 정도 소행성 간의 충돌은 1000만 년에 한 번씩 발생하는 것으로 추정된다.<ref name="backman_report">{{웹 인용
|last=Backman
|first=D. E.
|date=March 6, 1998
|url=http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/zodiac/backman/backman_toc.html
|title=Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density
|work=Backman Report
|publisher=NASA Ames Research Center
|access-date=2007-04-04
|url-status=dead
|archive-url=https://web.archive.org/web/20120303094927/http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/zodiac/backman/backman_toc.html
|archive-date=March 3, 2012
}}</ref> 소행성 간 충돌을 통해 작은 파편이 생겨 [[소행성족]]이 형성되기도 하며,<ref>{{저널 인용|authors=David Nesvorný, William F. Bottke Jr, Luke Dones & Harold F. Levison|date=June 2002|title=The recent breakup of an asteroid in the main-belt region|journal=Nature|volume=417|issue=6890|pages=720–722|url=http://www.boulder.swri.edu/~davidn/papers/nesvorny-etal-karin-nature-2002.pdf|doi=10.1038/nature00789|bibcode = 2002Natur.417..720N|pmid=12066178|s2cid=4367081}}</ref> 반대로 느리게 충돌하면 두 소행성이 뭉치기도 한다. 이러한 과정이 40억 년가량 반복되며 현재의 소행성대 구성은 초기와 많은 차이를 보이게 되었다.

소행성대에는 소행성 이외에도 크기가 몇백 [[밀리미터]]밖에 되지 않는 미세한 먼지 입자가 띠 모습으로 존재하고 있으며, 기원은 소행성 간의 충돌과, 소행성과 유성진 간의 충돌이다. [[포인팅-로버트슨 효과]]에 따라, 태양빛을 받은 입자들은 태양을 향해 나선을 그리며 서서히 낙하한다.<ref name="apj392">{{저널 인용
| last = Reach
| first = William T.
| title=Zodiacal emission. III&nbsp;– Dust near the asteroid belt
| journal=Astrophysical Journal
| date=1992
| volume=392
| issue=1
| pages=289–299
| bibcode=1992ApJ...392..289R
| doi = 10.1086/171428 }}</ref>

먼지 입자와 혜성에서 방출된 물질이 모여, 밤에 태양에서 [[황도]] 방향으로 뻗어나가는 옅은 불빛인 [[황도광]]을 만든다. 황도광을 만드는 입자의 크기는 평균 40&nbsp;μm 정도이다. 소행성대의 황도광 먼지 입자의 수명은 약 70만 년이기 때문에, 새 먼지가 꾸준히 생성되어야 한다.<ref name="apj392" /> 기존에는 황도광의 주요 생성원이 소행성 간 충돌인 것으로 추정했지만, 컴퓨터 시뮬레이션을 통해 85%가량이 목성족 혜성이 기원이었으며, 소행성대는 최대 10%가량밖에 차지하지 않는다는 결과가 나왔다.<ref name=zodiacallightJFC>{{저널 인용|arxiv = 0909.4322|doi = 10.1088/0004-637X/713/2/816|bibcode = 2010ApJ...713..816N|title = Cometary Origin of the Zodiacal Cloud and Carbonaceous Micrometeorites. Implications for Hot Debris Disks|year = 2010|last1 = Nesvorný|first1 = David|last2 = Jenniskens|first2 = Peter|last3 = Levison|first3 = Harold F.|last4 = Bottke|first4 = William F.|last5 = Vokrouhlický|first5 = David|last6 = Gounelle|first6 = Matthieu|journal = The Astrophysical Journal|volume = 713|issue = 2|pages = 816–836|s2cid = 18865066}}</ref>

=== 운석 ===
충돌에서 생긴 파편 일부는 지구 대기에 진입하여 [[유성]]으로 관측된다.<ref>{{웹 인용
| last=Kingsley
| first=Danny
| date=May 1, 2003
| url=http://abc.net.au/science/news/stories/s843594.htm
| title=Mysterious meteorite dust mismatch solved
| publisher=ABC Science
| access-date=2007-04-04
}}</ref> 현재까지 지구에서 발견된 약 5만 개 정도의 [[운석]] 중, 99.8%가 소행성대 기원으로 추정된다.<ref>{{웹 인용|title=Meteors and Meteorites|publisher=NASA|url=http://www.nasa.gov/pdf/145945main_Meteors.Meteorites.Lithograph.pdf|access-date=2012-01-12|archive-date=2012-04-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20120410104628/http://www.nasa.gov/pdf/145945main_Meteors.Meteorites.Lithograph.pdf}}</ref>

==소행성족==
{{본문|소행성족}}
[[파일:Asteroid proper elements i vs e.png|right|섬네일|300px|궤도 경사(''i<sub>p</sub>'')와 궤도 이심률(''e<sub>p</sub>'')에 대해 표시한 소행성대의 소행성으로, 소행성이 뭉친 것처럼 보이는 부분이 소행성족이다.]]
1918년 일본 천문학자 [[히라야마 기요쓰구]]가 처음으로 소행성 일부는 서로 비슷한 궤도를 돈다는 것을 알아냈고, 처음으로 소행성족의 개념을 만들었다.<ref>{{웹 인용
| first = David W.
| last = Hughes
| date = 2007
| url = http://www.open2.net/sciencetechnologynature/planetsbeyond/asteroids/finding.html
| title = Finding Asteroids In Space
| publisher = BBC
| access-date = 2007-04-20
| archive-url = https://web.archive.org/web/20120310022205/http://www.open2.net/sciencetechnologynature/planetsbeyond/asteroids/finding.html
| archive-date = 2012-03-10
| url-status = dead
}}</ref>

소행성대 소행성의 약 3분의 1가량이 소행성족에 소속되어 있다. 소행성족의 소행성끼리는 서로 [[긴반지름]], [[궤도 이심률]], [[궤도 경사]] 등 [[궤도 요소]]와, 스펙트럼 상의 특징이 비슷하여, 큰 천체가 분해되어 생겼음을 시사한다. 소행성의 궤도 요소를 그래프로 표현하면 소행성이 뭉친 부분이 보이는데, 이 방법으로 소행성족의 존재를 추정할 수 있으며, 서로 스펙트럼 특징이 비슷하면 소행성족임이 확실시된다.<ref>{{콘퍼런스 인용
| first=Anne
| last=Lemaitre
| title=Asteroid family classification from very large catalogues
| book-title=Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems
| pages=135–144
| publisher=Cambridge University Press
|date=August 31 – September 4, 2004
| location=Belgrade, Serbia and Montenegro
| bibcode=2005dpps.conf..135L
| doi=10.1017/S1743921304008592
 | doi-access=free
}}</ref> 소행성족에 속한 소행성의 수가 적으면 무리({{Lang|en|Cluster}})라고 칭하기도 한다.

소행성대에 있는 큰 소행성족으로는 [[플로라족]], [[에우노미아족]], [[코로니스족]], [[에오스족]], [[테미스족]]이 있다.<ref name="lang2003" /> 플로라족은 소행성 800개 이상이 소속되어 있으며, 형성은 10억 년 이내에 충돌로 인하였다고 추정된다.<ref>{{웹 인용
| last = Martel
| first = Linda M. V.
| date = March 9, 2004
| url = http://www.psrd.hawaii.edu/Mar04/fossilMeteorites.html
| title = Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup
| publisher = Planetary Science Research Discoveries
| access-date = 2007-04-02
| archive-url= https://web.archive.org/web/20070401115157/http://www.psrd.hawaii.edu/Mar04/fossilMeteorites.html| archive-date= 1 April 2007 | url-status= live}}</ref> 어느 소행성족에 속한 가장 큰 소행성은 [[4 베스타]]로, [[베스타족]]이 베스타에서의 충돌 사건으로 인해 형성되었다고 추측하고 있다. 또한, [[HED 운석]]도 같은 이유로 베스타 기원으로 여겨진다.<ref>{{저널 인용
| doi=10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x
| last=Drake
| first=Michael J.
| title=The eucrite/Vesta story
| journal=Meteoritics & Planetary Science
| date=2001
| volume=36
| issue=4
| pages=501–513
| bibcode=2001M&PS...36..501D | doi-access=free
}}</ref>

소행성대 내 먼지가 뭉친 부분이 셋 발견되었는데, 각각 에오스족, 코로니스족, 테미스족과 궤도가 유사하여, 해당 소행성족과 연관이 있을 것으로 추정하고 있다.<ref>{{저널 인용
|author1=Love, S. G.|author2=Brownlee, D. E.|name-list-style=amp| title=The IRAS dust band contribution to the interplanetary dust complex&nbsp;– Evidence seen at 60 and 100 microns
| journal=Astronomical Journal
| date=1992
| volume=104
| issue=6
| pages=2236–2242
| bibcode=1992AJ....104.2236L| doi = 10.1086/116399
}}</ref>

[[후기 대폭격]] 이후 소행성대의 진화는 [[센타우루스군]]과 [[해왕성 바깥 천체]]의 통과에 의해 영향을 받은 것으로 보이는데, 해당 천체들은 질량이 {{val|e=-9|ul=solar mass}} 이상이면 한 번, {{val|e=-8|ul=solar mass}} 이상이면 여러 번에 걸쳐, 소행성의 궤도를 바꿀 수 있다. 센타우루스군이나 해왕성 바깥 천체가 어린 소행성족을 교란하지는 못하였지만, 오래 된 소행성족을 교란했을 가능성이 있다. 또한, 소행성대 바깥부인 2.8 ~ 3.2 AU 지역에서 생긴 지 400만 년 이하인, 센타우루스군이나 해왕성 바깥 천체에서 유래한 소행성족이 존재할 가능성이 있다.<ref>{{저널 인용
|author1=Galiazzo, M. A.|author2=Wiegert, P.|author3=Aljbaae, S.|name-list-style=amp| title=Influence of the Centaurs and TNOs on the main belt and its families
| journal=Astrophysics and Space Science
| date=2016
| volume=361
| issue=12
| pages=361–371
| bibcode=2016Ap&SS.361..371G| doi = 10.1007/s10509-016-2957-z
|arxiv=1611.05731|s2cid=118898917}}</ref>

=== 주변 ===
소행성대의 안쪽 경계 부분(1.78 ~ 2.0 AU, 평균 1.9 AU)에는 [[헝가리아족]]이 위치해 있다. 헝가리아족은 가장 큰 구성원인 [[434 헝가리아]]의 이름을 땄으며, 소행성이 최소 52개 이상 소속되어 있다. 헝가리아족은 4:1 커크우드 간극과 높은 궤도 경사로 인해 주 소행성대와 분리되어 있다. 일부는 [[화성 횡단 소행성]]으로 분류되기도 하며, 화성의 중력 섭동이 헝가리아족 소행성의 수를 줄이는 원인으로 지목되고 있다.<ref>{{저널 인용
| last=Spratt
| first=Christopher E.
| title=The Hungaria group of minor planets
| journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada
| date=1990
| volume=84
| issue=2
| pages=123–131
| bibcode=1990JRASC..84..123S }}</ref>

궤도 경사가 큰, 안쪽의 소행성족으로는 [[포카에아족]]도 있는데, 옆의 헝가리아족은 [[:분류:E형 소행성|E형 소행성]]도 포함되어 있는 데 비해 포카에아족에는 [[S형 소행성]]이 주를 이룬다.<ref>{{저널 인용
|author1=Carvano, J. M.|author2=Lazzaro, D.|author3=Mothé-Diniz, T.|author4=Angeli, C. A.|author5=Florczak, M.|name-list-style=amp| title=Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups
| journal=Icarus
| date=2001
| volume=149
| issue=1
| pages=173–189
| bibcode=2001Icar..149..173C| doi = 10.1006/icar.2000.6512
}}</ref> 포카에아족의 궤도 긴반지름은 2.25 ~ 2.5 AU 사이이다.

소행성대의 바깥쪽 경계 부분인 3.3 ~ 3.5 AU 사이에는 [[키벨레족]]이 있으며, 목성과 7:4 궤도 공명을 이루고 있다. 3.5 ~ 4.2 AU 지점에는 [[힐다족]]이 있으며, 궤도는 원형이고 목성과 3:2 궤도 공명을 이룬다. 4.2 AU부터 목성 궤도까지는 소행성이 거의 없다. 목성 궤도에는 [[목성 트로이군]]이 있는데, 크기 1 km를 넘는 소행성의 수가 소행성대와 목성 트로이군이 서로 같다고 추정하고 있다.<ref>{{서적 인용
| first=Roger| last=Dymock| date=2010
| page=24| title=Asteroids and Dwarf Planets and How to Observe Them
| series=Astronomers' Observing Guides
| publisher=Springer| isbn=978-1-4419-6438-0
| url=https://books.google.com/books?id=vQcAnwt_87sC&pg=PA24
| access-date=2011-04-04 }}</ref>

===새로운 소행성족===
일부 소행성족은 비교적 '최근'에 형성되었다. [[카린족]]은 약 570만 년 전 반지름 3 km 크기 소행성이 충돌을 통해 형성된 것으로 추정되고,<ref>{{저널 인용
| title=Karin cluster formation by asteroid impact
| author=Nesvorný, David| journal=Icarus| volume=183| issue=2| pages=296–311
|date=August 2006
| doi=10.1016/j.icarus.2006.03.008
| bibcode=2006Icar..183..296N|display-authors=etal}}</ref> [[베리타스족]]은 해양 침전물에서 채취한 먼지 입자 분석을 통해 830만 년 전 형성되었음이 밝혀졌다.<ref>{{뉴스 인용
| first=Maggie
| last=McKee
| title=Eon of dust storms traced to asteroid smash
| publisher=New Scientist Space
| date=January 18, 2006
| url=https://www.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/dn8603
| access-date=2007-04-15 }}</ref>

더 최근으로는 53만 년 전 주 소행성대 소행성과의 충돌로 형성된 다투라족이 있다. 다투라족의 나이 추정은 물리적인 증거가 아닌, 족 소속 소행성들이 현재와 같은 궤도를 가질 가능성을 계산해서 추정한 것이다. 다투라족이 황도광을 형성하는 먼지 일부의 기원일 가능성이 제기되기도 하였다.<ref>{{저널 인용| url=http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Nesvorny_Vok_Bottke_Science_2006_Datura_breakup.pdf| author=Nesvorný| title=The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago| journal=[[사이언스|Science]]| volume=312| issue=5779| pages=1490| year=2006| doi=10.1126/science.1126175| pmid=16763141| last2=Vokrouhlický| first2=D| last3=Bottke| first3=WF|bibcode = 2006Sci...312.1490N| s2cid=38364772|display-authors=etal}}</ref><ref>{{저널 인용| url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2009/43/aa12696-09/aa12696-09.html| author=Vokrouhlický| title=Datura family: the 2009 update| journal=Astronomy & Astrophysics| volume=507| issue=1| pages=495–504| year=2009| doi=10.1051/0004-6361/200912696| last2=Durech| first2=J| last3=Michalowski| first3=T| display-authors=etal|bibcode = 2009A&A...507..495V | doi-access=free}}</ref> 100만~500만 년 사이에 형성된 이안니니족도 먼지 형성에 기여한 것으로 추정된다.<ref>{{저널 인용
| author1=Nesvorný, D.
| author2=Bottke, W. F.
| author3=Levison, H. F.
| author4=Dones, L.
| name-list-style=amp
| title=Recent Origin of the Solar System Dust Bands
| journal=The Astrophysical Journal
| date=2003
| volume=591
| issue=1
| pages=486–497
| doi=10.1086/374807
| bibcode=2003ApJ...591..486N
| s2cid=1747264
| url=http://pdfs.semanticscholar.org/7bb5/43a73044fcef4e52ab6b95c378ca617c93f7.pdf
| access-date=2021-04-16
| archive-date=2020-04-12
| archive-url=https://web.archive.org/web/20200412144121/http://pdfs.semanticscholar.org/7bb5/43a73044fcef4e52ab6b95c378ca617c93f7.pdf
| url-status=dead
}}</ref>

== 탐사 ==
[[파일:Dawn Flight Configuration 2.jpg|섬네일|[[돈 (우주선)|돈]] 탐사선, [[4 베스타|베스타]], [[세레스 (왜행성)|세레스]]의 상상도.]]

처음으로 소행성대를 통과한 탐사선은 [[파이어니어 10호]]로, 1972년 7월 16일 소행성대에 진입했다. 당시에는 소행성대에 존재하는 파편이 탐사선에 위협이 될 수 있으리라는 우려가 존재했지만, 그 이후로 탐사선 12대가 안전하게 소행성대를 통과했다. [[파이어니어 11호]], [[보이저 1호]], [[보이저 2호]], [[율리시스 (우주선)|율리시스]] 탐사선은 어떠한 소행성도 촬영하지 않고 통과했다. [[갈릴레오 (우주선)|갈릴레오]] 탐사선은 1991년 [[951 가스프라]]를, 1993년 [[243 이다]]를 촬영했고, [[니어 슈메이커]]는 1997년 [[253 마틸데]]를 촬영했고 2001년 2월 [[433 에로스]]에 착륙했다. [[카시니-하위헌스]]는 2000년 [[2685 마수르스키]]를, [[스타더스트 (우주선)|스타더스트]]는 2002년 [[5535 안네프랑크]]를, [[뉴 허라이즌스]]는 2006년 [[132524 APL]]을, [[로제타 (우주선)|로제타]]는 2008년 9월 [[2867 스테인스]]와 2010년 7월 [[21 루테티아]]를 촬영했다. [[돈 (우주선)|돈]] 탐사선은 2011년 7월부터 2012년 9월까지 [[4 베스타]]를 공전했으며 2015년 3월부터 [[세레스 (왜행성)|세레스]]를 공전하고 있다.<ref>{{저널 인용
|title = Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia
|author1=Barucci, M. A.|author2=Fulchignoni, M.|author3=Rossi, A.|name-list-style=amp|journal = Space Science Reviews
|volume = 128
|issue = 1–4
|pages = 67–78
|date = 2007
|doi = 10.1007/s11214-006-9029-6
|bibcode = 2007SSRv..128...67B
|s2cid=123088075}}</ref> 목성으로 향하던 [[주노 (우주선)|주노]] 탐사선은 과학적인 데이터를 하나도 수집하지 않고 소행성대를 통과했다.<ref>{{웹 인용|last1=Greicius|first1=Tony|title=NASA's Juno Gives Starship-Like View of Earth Flyby|date=July 31, 2015|url=http://www.nasa.gov/jpl/juno/juno-earth-flyby-20131210.html|website=nasa.gov|publisher=NASA|access-date=4 September 2015}}</ref> 소행성대 내의 물질 밀도를 통해 계산하면, 탐사선이 소행성으로 충돌할 확률은 현재 10억 분의 1 이하로 추산하고 있다.<ref>{{뉴스 인용
|first=Alan
|last=Stern
|title=New Horizons Crosses The Asteroid Belt
|publisher=Space Daily
|date=June 2, 2006
|url=http://www.spacedaily.com/reports/New_Horizons_Crosses_The_Asteroid_Belt.html
|access-date=2007-04-14
}}</ref>

탐사선이 방문한 소행성대 소행성 대다수는 다른 천체로 향하던 탐사선이 지나쳐 가며 얻은 것으로, [[돈 (우주선)|돈]], [[니어 슈메이커]], [[하야부사 (우주선)|하야부사]] 탐사선만이 궤도와 표면 모두에서 오랜 기간 탐사를 진행하였다.

== 같이 보기 ==
{{포털|물리학|천문학}}
* [[먼지 원반]]
* [[카이퍼대]]

== 각주 ==
{{각주}}

== 참고 자료 ==
* {{서적 인용
| first=Linda T.
| last=Elkins-Tanton
| date=2006
| title=Asteroids, Meteorites, and Comets
| edition=First
| publisher=Chelsea House
| location=New York
| isbn=978-0-8160-5195-3 }}

== 외부 링크 ==
{{위키공용분류|Main Belt asteroids}}
* {{Britannica|673979|Asteroid belt (astronomy)}}
* {{웹 인용
| last = Arnett| first = William A.
| date = February 26, 2006
| url = http://www.nineplanets.org/asteroids.html
| title = Asteroids| publisher = The Nine Planets
| access-date = 2007-04-20| archive-url= https://web.archive.org/web/20070418220152/http://www.nineplanets.org/asteroids.html| archive-date= 18 April 2007 | url-status= live}}
* [https://web.archive.org/web/20070524185042/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Asteroids Asteroids Page] at [http://solarsystem.nasa.gov NASA's Solar System Exploration]
* {{뉴스 인용| author=Cain, Fraser| url=http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-55-the-asteroid-belt/| work=Universe Today| title= The Asteroid Belt| access-date=2008-04-01| archive-url= https://web.archive.org/web/20080307033324/http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-55-the-asteroid-belt/| archive-date= 7 March 2008 | url-status= live}}
* {{웹 인용
| url = http://www.solstation.com/stars/asteroid.htm
| title = Main Asteroid Belt| publisher = Sol Company
| access-date = 2007-04-20| archive-url= https://web.archive.org/web/20070515163455/http://www.solstation.com/stars/asteroid.htm| archive-date= 15 May 2007 | url-status= live}}
* {{웹 인용
|last = Munsell
|first = Kirk
|date = September 16, 2005
|url = http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Asteroids
|title = Asteroids: Overview
|publisher = NASA's Solar System Exploration
|access-date = 2007-05-26
|archive-url = https://web.archive.org/web/20070524185042/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Asteroids
|archive-date = 24 May 2007
|url-status = dead
}}
* Plots of [https://web.archive.org/web/20111113212032/http://burro.astr.cwru.edu/stu/media/asteroid_all_axisvecc.jpg eccentricity vs. semi-major axis] and [https://web.archive.org/web/20111113204941/http://burro.astr.cwru.edu/stu/media/asteroid_all_axisvincl.jpg inclination vs. semi-major axis] at Asteroid Dynamic Site
* {{웹 인용
| author=Staff| date=October 31, 2006
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| title = Asteroids| publisher = NASA
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* {{웹 인용
| author=Staff| date = 2007
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| title = Space Topics: Asteroids and Comets
| publisher = The Planetary Society| access-date = 2007-04-20| archive-url= https://web.archive.org/web/20070428143402/http://www.planetary.org/explore/topics/asteroids_and_comets/facts.html| archive-date= 28 April 2007 | url-status= live}}

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