stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
แบตเทิลฟีลด์ 1
รางวัล

| ปี | รางวัล | สาขา | ผล | อ้างอิง |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| 2016 | Game Critics Awards 2016 | การแสดงยอดเยี่ยม | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2016 | Game Critics Awards 2016 | เกมคอนโซลยอดเยี่ยม | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2016 | Game Critics Awards 2016 | เกมพีซียอดเยี่ยม | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2016 | Game Critics Awards 2016 | เกมประเภทผู้เล่นหลายคนออนไลน์ยอดเยี่ยม | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2016 | Game Critics Awards 2016 | เกมประเภทแอคชั่นยอดเยี่ยม | ชนะ |  |
| 2016 | The Game Awards 2016 | กำกับเกมยอดเยี่ยม | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2016 | The Game Awards 2016 | การออกแบบเรื่องเสียงและเพลงยอดเยี่ยม | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2016 | The Game Awards 2016 | เกมประเภทผู้เล่นหลายคนยอดเยี่ยม | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2016 | The Game Awards 2016 | เกมประเภทแอคชั่นยอดเยี่ยม | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2017 | 20th Annual D.I.C.E. Awards | เกมแห่งปี | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2017 | 20th Annual D.I.C.E. Awards | เกมแอคชั่นแห่งปี | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2017 | 20th Annual D.I.C.E. Awards | ความสำเร็จอันโดดเด่นในการกำกับงานศิลป์ | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2017 | 20th Annual D.I.C.E. Awards | ความสำเร็จอันโดดเด่นในรูปแบบการเล่นออนไลน์ | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2017 | 20th Annual D.I.C.E. Awards | ความสำเร็จอันโดดเด่นในการประพันธ์เพลงดั้งเดิม | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2017 | 20th Annual D.I.C.E. Awards | ความสำเร็จอันโดดเด่นในการกำกับเกม | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2017 | 20th Annual D.I.C.E. Awards | ความสำเร็จอันโดดเด่นในด้านเทคนิค | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
| 2018 | Writers' Guild of Great Britain Awards 2018 | Best Writing in a Video Game | เสนอชื่อเข้าชิง |  |
แหล่งข้อมูลอื่น

เว็บไซต์ทางการ
แบบชนิดข้อมูลนามธรรม

แบบชนิดข้อมูลนามธรรม (อังกฤษ: Abstract Data Type: ADT) หมายถึงแบบชนิดข้อมูลซึ่งแสดงถึงระบบการจัดการข้อมูล โดยแสดงถึงบริการและกฎเกณฑ์ในการจัดการข้อมูลนั้น ๆ แต่ไม่ได้กล่าวถึงวิธีการสร้างบริการต่าง ๆ
ประเภทของแบบชนิดข้อมูลนามธรรม > แบ่งตามรูปแบบโครงสร้าง (มิติ)

แบบชนิดข้อมูลนามธรรมศูนย์มิติ (zero dimension ADT) หมายถึงประเภทข้อมูลนามธรรมที่ไม่มีลำดับของข้อมูล ซ้ายขวา เช่น แถวลำดับแบบจับคู่, เซต
แบบชนิดข้อมูลนามธรรมหนึ่งมิติ (one dimension ADT)  หรือที่เรียกว่า แบบชนิดข้อมูลนามธรรมเชิงเส้นหรือโครงสร้างข้อมูลเชิงเส้น (linear ADT, linear data structure) หมายถึง ประเภทข้อมูลอย่างย่อที่มีลำดับหนึ่งอัน เช่น ก่อน-หลัง ซ้าย-ขวา อาทิ รายการ, กองซ้อน, แถวคอย, แถวคอยสองหน้า, แถวคอยลำดับความสำคัญ
แบบชนิดข้อมูลนามธรรมสองมิติ (two dimension ADT) หมายถึงแบบชนิดข้อมูลนามธรรมที่มีลำดับสองอัน เช่น ต้นไม้ ซึ่งมีลำดับสองแบบ คือ พี่-น้อง และ พ่อ-ลูก
ประเภทของแบบชนิดข้อมูลนามธรรม > แบ่งตามการซ้ำกันและลำดับของข้อมูล

ไม่อนุญาตให้ซ้ำกันได้ เรียกว่า เซต (set) ได้แก่ ต้นไม้บางชนิด, ตารางแฮช
ไม่มีลำดับของข้อมูล เรียกว่า คอลเลคชั่น
ใช้ลำดับตามการเข้าออกข้อมูล
เข้าก่อนออกก่อน (First In First Out: FIFO) เรียกว่า แถวคอย หรือ คิว
เข้าก่อนออกทีหลัง (Last In First Out: LIFO) เรียกว่า กองซ้อน
อื่น ๆ อาทิ แถวคอยสองหน้า แถวคอยลำดับความสำคัญ
ดูเพิ่ม

โครงสร้างข้อมูล
| ด ค กแบบชนิดข้อมูลนามธรรมและโครงสร้างข้อมูล |
| --- | --- |
แบบชนิดข้อมูลนามธรรม:  คอลเลคชั่น  รายการ  เซต  ต้นไม้  กองซ้อน  แถวคอย  แถวคอยสองหน้า  แถวคอยลำดับความสำคัญ  แถวลำดับแบบจับคู่ 
รายการ:  แถวลำดับ  รายการโยง  แถวลำดับพลวัต 
ต้นไม้:  ต้นไม้แบบทวิภาค  ต้นไม้ค้นหาแบบทวิภาค  ทรีพ  ต้นไม้แดงดำ  ต้นไม้สเปลย์  ต้นไม้แบบที  ต้นไม้สเคปโกท  โร้ป  ฮีป 
แถวคอย:  แถวคอย  แถวคอยสองหน้า  แถวคอยลำดับความสำคัญ 
แถวลำดับแบบจับคู่:  ตารางแฮช 
ดูเพิ่ม:  ฟังก์ชันแฮช  ขั้นตอนวิธี  สัญกรณ์โอใหญ่
แบปทิสต์

นิกายแบปทิสต์ (ศัพท์ราชบัณฑิตยสถาน) หรือ แบ๊บติสต์ (ศัพท์โปรเตสแตนต์) (อังกฤษ: Baptists) เป็นนิกายในศาสนาคริสต์ฝ่ายโปรเตสแตนต์ ชื่อของนิกายนี้มาจากหลักปฏิบัติที่ปฏิเสธการทำพิธีบัพติศมาแก่ทารก แต่ยอมรับเฉพาะพิธีบัพติศมาแก่ผู้เชื่อเท่านั้น
คณะแบปทิสต์กำเนิดขึ้นในระหว่างการปฏิรูปศาสนาฝ่ายโปรเตสแตนต์ในประเทศอังกฤษราวคริสต์ศตวรรษที่ 17 จากนั้นจึงแพร่ไปทั่วยุโรปเหนือ และทวีปอื่น ๆ ตามลำดับ
ในปี ค.ศ. 2008 พันธมิตรแบปทิสต์โลกรายงานว่ามีสมาชิกอยู่ทั้งสิ้นกว่า 41 ล้านคน และมีคริสตจักรกว่า 150,000 แห่งในสังกัด
ในประเทศไทย

บทความหลัก: สหคริสตจักรแบ๊บติสต์ในประเทศไทย
แหล่งข้อมูล

สหคริสตจักรแบ๊บติสต์ในประเทศไทย
แบรนดอน โอย เว่ย เฉิง

แบรนดอน โอย เว่ย เฉิง (อังกฤษ: Brandon Ooi Wei Cheng; 13 กันยายน พ.ศ. 2537 —) เป็นนักกีฬาเรือแคนูชายทีมชาติสิงคโปร์ เขาได้รับเหรียญทองจากการแข่งขันกีฬาเรือแคนูในซีเกมส์ 2015 ประเภทเค-2 1000 เมตร และเหรียญเงินจากประเภทเค-4 200 เมตรชาย
แหล่งข้อมูลอื่น

https://www.seagames2015.com/ เก็บถาวร 2015-05-09 ที่ เวย์แบ็กแมชชีน
แบร์ กริล

| เอ็ดเวิร์ด ไมเคิล กริล |
| --- | --- |
Bear Grylls meeting with Coventry Scouts groups, October 2012
เกิด:  (1974-06-07) 7 มิถุนายน ค.ศ. 1974 (50 ปี) ลอนดอน สหราชอาณาจักร
ศิษย์เก่า:   วิทยาลัยอีตัน  มหาวิทยาลัยเวสต์ออฟอิงแลนด์  Birkbeck, University of London 
อาชีพ:   Chief Scout  นักผจญภัย  นักเขียน  ผู้สร้างแรงจูงใจ  พิธีกรรายการโทรทัศน์ 
คู่สมรส: Shara Cannings Knight
บุตร: Jesse, Marmaduke and Huckleberry
บิดามารดา:   ไมเคิล กริล  ซาราห์ กริล 
เว็บไซต์: beargrylls.com
เอ็ดเวิร์ด ไมเคิล กริล (อังกฤษ: Edward Michael Grylls, เกิด 7 มิถุนายน ค.ศ. 1974) หรือ แบร์ กริล (Bear Grylls) เป็นนักผจญภัยชาวอังกฤษที่มีชื่อเสียง เขาเป็นที่รู้จักจากซีรีส์ทางโทรทัศน์ Man vs. Wild เขาเป็นหนึ่งในคนที่สามารถปีนถึงยอดเขาเอเวอเรสต์ได้ในอายุเพียง 22 ปี ทำให้เขาเป็นชาวอังกฤษที่มีอายุน้อยที่สุดที่สามารถพิชิตได้
แบรีเซนเตอร์

บทความนี้เกี่ยวกับแนวคิดทางดาราศาสตร์ สำหรับแนวคิดทางเรขาคณิต ดูที่ เซนทรอยด์
ศูนย์กลางของมวลของวัตถุหลายดวงที่โคจรรอบกันและกัน
ภาพจากยานนิวฮอไรซันส์ แสดงถึงแบรีเซนเตอร์ของระบบดาวพลูโต–แครอน
แบรีเซนเตอร์ (อังกฤษ: Barycenter, Barycentre) เป็นจุดศูนย์กลางมวลของวัตถุสองวัตถุหรือมากกว่าที่ซึ่งโคจรรอบซึ่งกันและกันหรือจุดรอบๆที่ซึ่งมันโคจร แบรีเซนเตอร์เป็นประเด็นสำคัญในดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ระยะทางจากจุดศูนย์กลางมวลของวัตถุถึงแบรีเซนเตอร์สามารถใช้คำนวณปัญหาสองวัตถุอย่างง่าย คำว่าแบรีเซนเตอร์มาจากคำในภาษากรีกว่า βαρύ-ς หนัก และ κέντρ-ον ศูนย์กลาง
ในเรขาคณิต คำว่า "แบรีเซนเตอร์" มีความหมายเหมือนกับคำว่า เซนทรอยด์ ซึ่งเป็นจุดศูนย์กลางของรูปเรขาคณิตสองมิติ
หากวัตถุหนึ่งในสองที่โคจรกันอยู่นั้นมีมวลมากกว่าอีกวัตถุและวัตถุนั้นอยู่ใกล้กันมาก โดยทั่วไปศูนย์แบรีเซนเตอร์จะอยู่ภายในวัตถุที่มีขนาดใหญ่กว่า  ในกรณีนี้แทนที่จะมีวัตถุสองดวงที่โคจรรอบจุดหนึ่ง วัตถุที่มีขนาดเล็กกว่าจะปรากฏเหมือนว่ากำลังโคจรรอบวัตถุที่มีขนาดใหญ่กว่าในขณะที่วัตถุที่มีขนาดใหญ่กว่าอาจปรสกฏให้เห็นว่ามีการแกว่งเล็กน้อย  นี่เป็นกรณีของระบบโลก - ดวงจันทร์ ซึ่งมีแบรีเซนเตอร์ ตั้งอยู่โดยเฉลี่ย 4,671 km (2,902 mi) 75% จากศูนย์กลางโลก ของรัศมีโลก 6,378 km (3,963 mi) เมื่อทั้งสองวัตถุมีมวลใกล้เคียงกัน โดยทั่วไปแล้วแบรีเซนเตอร์จะอยู่ระหว่างสองวัตถุ และวัตถุนั้นจะโคจรรอบแบรีเซนเตอร์นี้  นี่เป็นกรณีของพลูโตและชารอนซึ่งเป็นหนึ่งในบริวารธรรมชาติของพลูโตเช่นเดียวกับระบบดาวเคราะห์น้อยคู่และระบบดาวคู่  เมื่อวัตถุที่มีขนาดเล็กกว่าแต่อยู่ไกลออกไป แบรีเซนเตอร์สามารถอยู่นอกวัตถุที่มีขนาดใหญ่กว่าได้  นี่เป็นกรณีของดาวพฤหัสบดีและดวงอาทิตย์  แม้ดวงอาทิตย์จะมีขนาดใหญ่กว่าดาวพฤหัสบดีเป็นพันเท่า แต่แบรีเซนเตอร์ของมันอยู่นอกดวงอาทิตย์เล็กน้อยเนื่องจากระยะห่างระหว่างดวงอาทิตย์ค่อนข้างมาก
ในทางดาราศาสตร์ พิกัดแบรีเซนทริคเป็นพิกัดแบบไม่โคจรที่มีจุดกำเนิดที่แบรีเซนเตอร์ของสองวัตถุหรือมากกว่านั้น  ระบบพิกัดวงกลมท้องฟ้าสากล (อังกฤษ: International Celestial Reference System, (ICRS)) เป็นระบบพิกัดแบรีเซนทริคที่มีศูนย์กลางอยู่ที่แบรีเซนเตอร์ของระบบสุริยะ
แถบดาวเคราะห์น้อย

ดาวเคราะห์น้อยของระบบสุริยะชั้นในและดาวพฤหัสบดี: แถบนี้ตั้งอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวพฤหัสบดีและดาวอังคาร



      ดวงอาทิตย์

      โทรจันดาวพฤหัสบดี

      วงโคจรของดาวเคราะห์

      แถบดาวเคราะห์น้อย

      ดาวเคราะห์น้อยกลุ่มฮิลดา

      วัตถุใกล้โลก (การคัดเลือก)
แถบดาวเคราะห์น้อย (อังกฤษ: asteroid belt) เป็นบริเวณในระบบสุริยะที่อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี ประกอบไปด้วยวัตถุรูปร่างไม่แน่นอนจำนวนมาก เรียกว่าดาวเคราะห์น้อย (asteroid หรือ minor planet) บางครั้งก็เรียกแถบดาวเคราะห์น้อยว่า "แถบหลัก" เพื่อแยกแยะมันออกจากดาวเคราะห์น้อยกลุ่มอื่น ๆ ที่มีอยู่ในระบบสุริยะ เช่น แถบไคเปอร์
มวลกว่าครึ่งหนึ่งของแถบดาวเคราะห์น้อยอยู่ในดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่ที่สุด 4 ดวง ได้แก่ ซีรีส, เวสตา, พัลลัส และไฮเจีย ทั้งสี่ดวงนี้มีเส้นผ่านศูนย์กลางเฉลี่ยมากกว่า 400 กิโลเมตร สำหรับซีรีสซึ่งถือเป็นดาวเคราะห์แคระเพียงดวงเดียวในแถบดาวเคราะห์น้อย มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 950 กิโลเมตร ส่วนที่เหลือมีขนาดลดหลั่นกันไปจนถึงเศษฝุ่น วัตถุในแถบดาวเคราะห์น้อยกระจายอยู่อย่างเบาบางจนกระทั่งยานอวกาศหลายลำสามารถเคลื่อนผ่านไปได้โดยไม่ชนกับอะไรเลย นอกจากนั้น การชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ได้ทำให้เกิดวงศ์ดาวเคราะห์น้อยที่มีองค์ประกอบธาตุและวงโคจรใกล้เคียงกัน การแตกสลายทำให้เกิดเศษฝุ่นละเอียดซึ่งกลายเป็นองค์ประกอบส่วนหนึ่งของแสงในแนวจักรราศี ดาวเคราะห์น้อยแต่ละดวงในแถบดาวเคราะห์น้อยได้รับการจำแนกตามสเปกตรัม โดยหลักมี 3 ชนิด ได้แก่ ชนิดคาร์บอน (C-type) ชนิดซิลิเกต (S-type) และชนิดโลหะ (M-type)
แถบดาวเคราะห์น้อยเป็นองค์ประกอบพื้นฐานของเนบิวลาสุริยะในยุคเริ่มต้น ซึ่งเตรียมจะก่อตัวขึ้นเป็นดาวเคราะห์ แต่เนื่องจากระหว่างวงโคจรของดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดีมีแรงโน้มถ่วงจากดาวเคราะห์ยักษ์รบกวน ทำให้ชิ้นส่วนกำเนิดดาวเคราะห์มีพลังงานในการโคจรสูงเกินไปจนไม่สามารถรวมตัวกันขึ้นเป็นดาวเคราะห์ได้ นอกจากนี้ยังเกิดการชนกันอย่างรุนแรง ซึ่งแทนที่ชิ้นส่วนเหล่านั้นจะรวมเข้าด้วยกัน กลับยิ่งแตกกระจัดกระจาย ด้วยเหตุนี้มวลส่วนใหญ่ในแถบดาวเคราะห์น้อยจึงมลายหายไปนับแต่ยุคเริ่มต้นของระบบสุริยะ บางส่วนอาจหลุดรอดเข้ามายังระบบสุริยะชั้นในและพุ่งเข้าชนดาวเคราะห์ชั้นใน วงโคจรของดาวเคราะห์น้อยยังคงถูกรบกวนอยู่เสมอ บางครั้งวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ของมันบังเอิญไปสอดคล้องกับวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ทำให้เกิดช่องว่างเคิร์กวูด
กำเนิดของดาวเคราะห์น้อย > การก่อตัว

ปี ค.ศ. 1802 ไฮน์ริช อ็อลเบิร์ส เสนอกับวิลเลียม เฮอร์เชล ว่า แถบใหญ่นี้น่าจะเกิดจากดาวเคราะห์ดวงหนึ่งที่ระเบิดเป็นผุยผงด้วยสาเหตุใดสาเหตุหนึ่ง แต่เมื่อเวลาผ่านไป สมมุติฐานนี้ก็ตกไป เพราะไม่สมเหตุผลที่จะมีพลังงานจำนวนมากในการกระทำให้เกิดเหตุการณ์เช่นนั้น รวมทั้งปริมาณมวลรวมของวัตถุในแถบดาวเคราะห์น้อยก็มีน้อยมาก เพียงเสี้ยวเล็ก ๆ ส่วนหนึ่งของดวงจันทร์ของโลกเท่านั้น นอกจากนั้นยังมีข้อมูลด้านเคมีที่แสดงให้เห็นว่า ดาวเคราะห์น้อยแต่ละดวงมีคุณสมบัติทางเคมีที่แตกต่างกันมากจนเกินจะอธิบายได้ว่ามันเกิดมาจากดาวเคราะห์ดวงเดียวกัน ปัจจุบันนักวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่เชื่อว่าชิ้นส่วนดาวเคราะห์น้อยไม่ได้เกิดจากดาวเคราะห์ดวงเดียวกัน แต่มันไม่เคยรวมตัวเป็นดาวเคราะห์ได้สำเร็จมากกว่า
ตามปกติแล้ว การกำเนิดของดาวเคราะห์ในระบบสุริยะเชื่อกันว่าเกิดขึ้นจากกระบวนการที่คล้ายคลึงกับเนบิวลา กล่าวคือมีกลุ่มเมฆฝุ่นและก๊าซในห้วงอวกาศที่มารวมตัวกันเนื่องจากอิทธิพลของแรงโน้มถ่วง ทำให้เกิดเป็นจานหมุนประกอบด้วยวัตถุสสารที่อัดแน่นจนกลายเป็นดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์ ในช่วงไม่กี่ล้านปีแรกของประวัติศาสตร์ระบบสุริยะ กระบวนการอัดแน่นนี้ทำให้ชิ้นส่วนฝุ่นหินเล็ก ๆ รวมตัวกันและเพิ่มขนาดขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อมีการรวมตัวกันจนได้ขนาดมวลมากพอ มันจะสามารถดึงดูดวัตถุอื่นเข้ามาด้วยแรงโน้มถ่วง เกิดเป็นดาวเคราะห์ในระยะเริ่มต้น แรงโน้มถ่วงที่เพิ่มขึ้นทำให้เกิดการก่อตัวของดาวเคราะห์หินและกลุ่มก๊าซขนาดยักษ์
ดาวเคราะห์ระยะต้นที่อยู่ในย่านที่ปัจจุบันเป็นแถบดาวเคราะห์น้อย ถูกแรงโน้มถ่วงใกล้เคียงก่อกวนจนไม่สามารถรวมตัวกันได้ มันยังคงโคจรรอบดวงอาทิตย์ได้อย่างที่เคยเป็น แต่แยกสลายออกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย วัตถุในย่านนั้นมีความเร็วเฉลี่ยสูงมากเกินไป และการกระจายตัวของดาวเคราะห์ระยะต้นทำให้มันมีแนวโน้มจะแตกออกมากกว่า และไม่สามารถรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์ที่มีขนาดใหญ่เพียงพอ นอกจากนี้ยังเกิดเหตุการณ์วงโคจรทับซ้อน คือไปซ้อนกับวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ทำให้เกิดการรบกวนการเคลื่อนที่ของวัตถุบางชิ้นและดึงพวกมันข้ามไปยังอีกวงโคจรหนึ่ง ย่านอวกาศระหว่างดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดีมีวงโคจรทับซ้อนมากมาย บางคราวดาวพฤหัสบดีก็เคลื่อนเข้าใกล้วงโคจรด้านใน เกิดการกระตุ้นเหล่าวัตถุในย่านแถบหลักและทำให้พวกมันเพิ่มความเร็วสัมพัทธ์มากยิ่งขึ้น
ในยุคเริ่มต้นของระบบสุริยะ ดาวเคราะห์น้อยมีการหลอมละลายไปส่วนหนึ่ง ทำให้องค์ประกอบภายในมีความแตกต่างอย่างมากเมื่อเทียบกับมวล วัตถุยุคดั้งเดิมบางส่วนต้องผ่านกระบวนการเปลี่ยนแปลงอย่างมากในการระเบิดของภูเขาไฟ และทำให้เกิดมหาสมุทรหินหนืด อย่างไรก็ดี เนื่องจากรูปร่างของตัววัตถุเองที่ค่อนข้างเล็ก จึงเกิดช่วงเวลาในการหลอมละลายนี้ค่อนข้างสั้น (เมื่อเทียบกับวัตถุที่ใหญ่กว่ามาก เช่น ดาวเคราะห์) และสิ้นสุดลงในราว 4,500 ล้านปีที่แล้ว ซึ่งนับเป็นเวลาหลายสิบล้านปีแรก ๆ ของยุคการก่อตัว ในเดือนสิงหาคม ค.ศ. 2007 มีการศึกษาผลึกเพทายในอุกกาบาตที่แอนตาร์กติกที่เชื่อว่ามีกำเนิดจากดาวเคราะห์น้อย 4 เวสตา ผลการศึกษาชี้ว่ามันถือกำเนิดขึ้นอย่างรวดเร็วภายในช่วงสิบล้านปีแรกของการกำเนิดระบบสุริยะ ซึ่งดาวเคราะห์น้อยอื่น ๆ ในแถบหลักก็น่าจะมีกำเนิดในช่วงเดียวกัน
กำเนิดของดาวเคราะห์น้อย > วิวัฒนาการ

ดาวเคราะห์น้อยไม่อาจถือเป็นตัวอย่างของระบบสุริยะในยุคดั้งเดิม เพราะมันได้ผ่านกระบวนการที่ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงไปจากการก่อตัวในครั้งแรกแล้ว ซึ่งรวมถึงความร้อนภายใน (ในช่วงหลายสิบล้านปีแรก ๆ) การหลอมเหลวบนพื้นผิวเนื่องจากการชน การผุกร่อน (space weathering) จากการแผ่รังสี ตลอดจนการถูกชนจากสะเก็ดดาวขนาดเล็ก นักวิทยาศาสตร์บางส่วนอ้างว่าดาวเคราะห์น้อยเป็นเศษที่เหลือมาจากดาวเคราะห์ แต่นักวิทยาศาสตร์อีกกลุ่มหนึ่งเห็นว่ามันเป็นวัตถุที่แตกต่างออกไป
เชื่อกันว่า แถบดาวเคราะห์น้อยในปัจจุบันเป็นแต่เพียงส่วนเล็ก ๆ ส่วนหนึ่งของมวลที่เคยมีในแถบดั้งเดิม แบบจำลองทางคอมพิวเตอร์แสดงให้เห็นว่าแถบดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมน่าจะมีมวลมากเทียบเท่ากับมวลของโลก ทั้งนี้เนื่องจากการถูกรบกวนแรงโน้มถ่วง ทำให้สสารส่วนใหญ่ดีดตัวออกไปจากแถบหลักในราวช่วงหนึ่งล้านปีของยุคการก่อตัว คงเหลือมวลอยู่ในแถบหลักเพียงประมาณ 0.1% เท่านั้น หลังจากยุคการก่อตัว ขนาดการกระจายของดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักก็ค่อนข้างคงที่ ไม่มีสัญญาณที่ชี้ว่ามีการเพิ่มขึ้นหรือลดลงของขนาดแถบดาวเคราะห์น้อยเลย
ตำแหน่งการสั่นพ้องวงโคจรกับดาวพฤหัสบดีที่ 4:1 และรัศมี 2.06 หน่วยดาราศาสตร์ อาจพิจารณาเป็นขอบเขตด้านในของแถบหลักได้ แรงรบกวนที่เกิดจากดาวพฤหัสบดีทำให้วัตถุเคลื่อนไหวไปสู่วงโคจรที่ไม่เสถียร วัตถุส่วนมากที่รวมตัวกันอยู่ด้านในของรัศมีของช่องว่างนี้จะถูกดาวอังคารเก็บกวาดไป (ระยะไกลจากดวงอาทิตย์ที่สุดอยู่ที่ประมาณ 1.67 หน่วยดาราศาสตร์) หรือมิฉะนั้นก็ถูกดีดออกไปจากการรบกวนแรงโน้มถ่วงของดาวนับแต่ยุคแรกเริ่มของระบบสุริยะ ดาวเคราะห์น้อยฮังกาเรียเกาะกลุ่มกันอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่าระยะการสั่นพ้อง 4:1 แต่ก็ได้รับการปกป้องจากการก่อกวนนี้เนื่องจากมันมีความเอียงของวงโคจรค่อนข้างมาก
เมื่อแถบหลักเริ่มมีการก่อตัวขึ้นแล้ว อุณหภูมิที่ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ 2.7 หน่วยดาราศาสตร์ทำให้เกิด "แนวหิมะ" ขึ้นที่อุณหภูมิต่ำกว่าจุดควบแน่นของน้ำ ดาวเคราะห์ที่อยู่เกินไปกว่ารัศมีโคจรระดับนี้จะมีน้ำแข็งสะสมอยู่บนดาว ในปี ค.ศ. 2006 มีการประกาศการค้นพบดาวหางในแถบหลักจำนวนหนึ่งซึ่งอยู่ในระยะที่เกินกว่าแนวหิมะ ซึ่งเป็นดาวหางที่น่าจะเป็นต้นกำเนิดของน้ำในมหาสมุทรของโลก เพราะตามแบบจำลองบางแบบ โลกไม่ควรจะมีปริมาณน้ำมากพอในช่วงการก่อตัวของดาวเคราะห์ที่จะทำให้เกิดมหาสมุทรขึ้นได้ แหล่งน้ำจึงน่าจะมาจากภายนอกเช่นจากการพุ่งเข้าชนของดาวหางเหล่านี้
คุณลักษณะ

ลักษณะตามจริงของแถบดาวเคราะห์น้อยไม่ได้เป็นไปอย่างภาพยอดนิยมในจินตนาการ เพราะที่จริงแล้วแถบดาวเคราะห์น้อยแทบจะว่างเปล่า ดาวเคราะห์น้อยจะกระจายตัวกันออกไปในพื้นที่กว้าง จนแทบจะไม่สามารถไปถึงดาวเคราะห์น้อยดวงใดดวงหนึ่งได้ถ้าไม่ตั้งเป้าหมายอย่างระมัดระวัง ถึงกระนั้นก็มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยแล้วกว่าแสนดวง และเชื่อว่ามีจำนวนดาวเคราะห์น้อยอยู่ทั้งหมดเป็นจำนวนหลายล้านดวง ขึ้นกับว่าจะนับวัตถุที่มีขนาดเล็กเพียงไหน มีดาวเคราะห์น้อยมากกว่า 200 ดวงที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 กิโลเมตร ขณะที่การสำรวจด้วยคลื่นอินฟราเรดแสดงให้เห็นว่า มีดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักราว 700,000 ถึง 1.7 ล้านดวงที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 1 กิโลเมตร ความส่องสว่างปรากฏของดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ที่เป็นที่รู้จักแล้ว มีค่าอยู่ระหว่าง 11-19 โดยมีค่ามัธยฐานที่ประมาณ 16
มวลรวมทั้งหมดของแถบดาวเคราะห์น้อยประมาณว่ามีค่าเท่ากับ 3.0×1021–3.6×1021 กิโลกรัม เทียบเท่ากับ 4% ของมวลของดวงจันทร์ของโลกเรา ดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ที่สุดสี่ดวงคือ 1 ซีรีส, 4 เวสตา, 2 พัลลัส และ 10 ไฮเจีย มีมวลรวมกันประมาณครึ่งหนึ่งของมวลทั้งหมดของแถบหลัก เฉพาะ ซีรีส ดวงเดียว ก็มีมวลนับเป็น 1 ใน 3 ของมวลทั้งหมด ระยะห่างของวงโคจรของซีรีส ที่ 2.8 หน่วยดาราศาสตร์ ถือเป็นตำแหน่งที่เป็นจุดศูนย์กลางมวลของแถบดาวเคราะห์น้อยด้วย
คุณลักษณะ > วงโคจรและการหมุนตัว

ดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ในแถบหลักมีค่าความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรต่ำกว่า 0.4 และมีความเอียงของวงโคจรน้อยกว่า  30° โดยที่มีค่าการกระจายตัวสูงสุดของความเยื้องศูนย์กลางประมาณ 0.07 และการกระจายของความเอียงวงโคจรไม่ถึง 4°  ดังนั้น แม้ดาวเคราะห์น้อยโดยทั่วไปจะมีวงโคจรค่อนข้างเป็นวงกลมและอยู่ในระนาบใกล้เคียงกับระนาบของดาวเคราะห์ แต่ก็อาจมีวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยบางดวงที่บิดเบี้ยวออกไปมาก หรือเคลื่อนตัวออกไปไกลจากระนาบนี้
ในบางครั้ง คำว่า "แถบหลัก" มักใช้อ้างถึงดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่ที่อยู่บริเวณ "แกนกลาง" ของกลุ่ม ซึ่งมีจำนวนดาวเคราะห์น้อยอยู่รวมกันอย่างหนาแน่น ในกลุ่มของแถบหลักนี้มีค่าความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรประมาณ 0.33 และความเอียงวงโคจรประมาณ 20° "แกนกลาง" ของกลุ่มดาวเคราะห์น้อยนี้เป็นศูนย์รวมของมวลมากกว่า 93.4% ของจำนวนดาวเคราะห์ขนาดเล็กในระบบสุริยะทั้งหมด
การวัดรอบการหมุนของดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ในแถบหลักแสดงให้เห็นว่ามีเขตจำกัดล่างอยู่ ไม่มีดาวเคราะห์น้อยดวงใดที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางใหญ่กว่า 100 เมตรจะมีคาบการหมุนรอบตัวเองต่ำกว่า 2.2 ชั่วโมงเลย สำหรับดาวเคราะห์น้อยที่มีคาบการหมุนเฉลี่ยเร็วกว่านี้ แรงเหวี่ยงที่พื้นผิวจะมีค่าสูงกว่าแรงโน้มถ่วง ทำให้วัตถุพื้นผิวที่ไม่ติดแน่นสามารถหลุดออกไปได้ อย่างไรก็ดี วัตถุที่เป็นของแข็งจะสามารถหมุนได้อย่างรวดเร็วกว่า จากเหตุผลนี้แสดงว่าดาวเคราะห์น้อยส่วนมากที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 100 เมตรมีองค์ประกอบค่อนข้างยืดหยุ่นอันเกิดจากการสะสมของเศษหินดินทราบที่ถมกันไว้จากการปะทะกันระหว่างดาวเคราะห์น้อย
คุณลักษณะ > ช่องว่างเคิร์กวูด

บทความหลัก: ช่องว่างเคิร์กวูด
กึ่งแกนเอกของดาวเคราะห์น้อยดวงหนึ่ง ๆ ใช้สำหรับอธิบายขนาดของวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ ค่าตัวเลขอธิบายถึงรอบการโคจรของดาวเคราะห์น้อยดวงนั้น ในปี ค.ศ. 1866 แดเนียล เคิร์กวูด ประกาศการค้นพบช่องว่างของวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ ช่องว่างนี้อยู่ในบริเวณที่ระยะโคจรรอบดวงอาทิตย์เป็นสัดส่วนจำนวนเต็มของรอบการโคจรของดาวพฤหัสบดี เคิร์กวูดเสนอแนวคิดว่านี่เป็นผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ทำให้ดาวเคราะห์น้อยถูกไล่ออกไปจากแนวโคจรของตน
เมื่อค่าเฉลี่ยรอบโคจรของดาวเคราะห์น้อยมีค่าเป็นสัดส่วนจำนวนเต็มของค่ารอบโคจรของดาวพฤหัสบดี จะเกิดการสั่นพ้องของวงโคจรที่รุนแรงพอจะผลักดาวเคราะห์น้อยในตำแหน่งนั้นออกไปยังระดับวงโคจรใหม่ ดาวเคราะห์น้อยที่บังเอิญอยู่ในตำแหน่งที่เป็นช่องว่างของวงโคจร (ไม่ว่าจะอยู่มาแต่เดิมจากผลของวงโคจรดาวพฤหัสบดี หรือจากผลของแรงผลักครั้งก่อน หรือจากการปะทะระหว่างดาว) ก็จะถูกแรงผลักอย่างแรงส่งไปยังตำแหน่งกึ่งแกนเอกใหม่ซึ่งอาจมากขึ้นหรือน้อยกว่าเดิมก็ได้
ช่องว่างเหล่านี้ไม่ได้เป็นที่ว่างคงที่เมื่อเปรียบเทียบกับการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์น้อย ณ เวลาใดเวลาหนึ่ง เพราะวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยนั้นเป็นวงรี และดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากก็ยังเคลื่อนที่ข้ามไปมาผ่านช่วงรัศมีของช่องว่างเหล่านั้น ความหนาแน่นของดาวเคราะห์น้อยภายในขอบเขตของช่องว่างจึงอาจไม่มีการเปลี่ยนแปลงมากจนมีนัยสำคัญมากนักเมื่อเปรียบเทียบกับอาณาบริเวณโดยรอบ
ช่องว่างหลักปรากฏอยู่ที่ตำแหน่ง 3:1, 5:2, 7:3, และ 2:1 ของค่าการสั่นพ้องวงโคจรกับดาวพฤหัสบดี หมายความว่า ดาวเคราะห์น้อยที่อยู่ในช่องว่างเคิร์กวูด 3:1 จะโคจรรอบดวงอาทิตย์ไป 3 รอบสำหรับวงโคจรของดาวพฤหัสบดี 1 รอบ  นอกจากนี้ อาจมีการสั่นพ้องอย่างอ่อน ๆ เกิดขึ้นที่ค่ากึ่งแกนเอกอื่น ๆ ซึ่งมีดาวเคราะห์น้อยอยู่ในตำแหน่งดังกล่าวอย่างเบาบางก็เป็นได้ (ตัวอย่างเช่น การสั่นพ้องที่ตำแหน่ง 8:3 ของดาวเคราะห์น้อยที่มีค่ากึ่งแกนเอกเท่ากับ 2.71 หน่วยดาราศาสตร์ เป็นต้น)
ดาวเคราะห์น้อยโดยหลัก ๆ ทั้งหมดจะแบ่งออกได้เป็น 3 พื้นที่ใหญ่ ๆ โดยยึดถือเอาช่องว่างเคิร์กวูดที่โดดเด่นมาเป็นหลักในการจัดแบ่ง พื้นที่ที่หนึ่งอยู่ระหว่างช่องว่างเคิร์กวูดในบริเวณการสั่นพ้องที่ 4:1 (2.06 หน่วยดาราศาสตร์) จนถึงช่องว่างของการสั่นพ้องที่ 3:1 (2.5 หน่วยดาราศาสตร์) พื้นที่ที่สองอยู่ต่อจากรอยต่อของพื้นที่ที่หนึ่งไปจนถึงช่องว่างที่ตำแหน่ง 5:2 (2.82 หน่วยดาราศาสตร์) พื้นที่ที่สามอยู่ต่อเนื่องจากขอบนอกของพื้นที่ที่สองไปจนถึงช่องว่างที่ตำแหน่ง 2:1 (3.28 หน่วยดาราศาสตร์)
แถบดาวเคราะห์น้อยหลักยังอาจแบ่งออกเป็นแถบด้านในและแถบด้านนอก โดยที่แถบด้านในคือดาวเคราะห์น้อยที่มีวงโคจรใกล้กับดาวอังคารมากกว่าช่องว่างเคิร์กวูดที่ 3:1 (2.5 หน่วยดาราศาสตร์) ส่วนแถบด้านนอกคือดาวเคราะห์น้อยส่วนที่เหลือซึ่งอยู่ใกล้กับวงโคจรของดาวพฤหัสบดีมากกว่า (นักวิชาการบางคนแบ่งแถบด้านในกับแถบด้านนอกที่ช่องว่างเคิร์กวูด 2:1 (3.3 หน่วยดาราศาสตร์) ขณะที่บางคนก็แบ่งออกเป็นสามส่วนตามจำนวนช่องว่างเคิร์กวูด คือแถบใน แถบกลาง และแถบนอก)
การปะทะ

จำนวนประชากรดาวเคราะห์น้อยอันหนาแน่นในแถบหลักทำให้มีสภาวะแวดล้อมที่เปลี่ยนแปลงสูงมาก การปะทะกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยสามารถเกิดขึ้นได้บ่อย ๆ (ตามมาตรเวลาในทางดาราศาสตร์) ประมาณว่าดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักที่มีขนาดรัศมีเฉลี่ยมากกว่า 10 กิโลเมตรอาจมีการปะทะกันหนึ่งครั้งในทุก ๆ 10 ล้านปี ผลจากการปะทะทำให้ดาวเคราะห์น้อยแตกออกเป็นชิ้นที่เล็กลงหลายชิ้น (เป็นที่มาของตระกูลดาวเคราะห์น้อย) ในทางกลับกัน การปะทะที่เกิดขึ้นด้วยความเร็วสัมพัทธ์ค่อนข้างต่ำอาจทำให้ดาวเคราะห์น้อยสองดวงรวมเข้าเป็นดวงเดียวก็ได้ กระบวนการปะทะกันเหล่านี้ดำเนินมาเป็นเวลากว่า 4 พันล้านปีและทำให้ประชากรดาวเคราะห์น้อยในแถบหลักปัจจุบันแตกต่างไปจากประชากรในยุคแรก ๆ อย่างมาก
นอกเหนือจากตัวดาวเคราะห์น้อยเองแล้ว ในแถบหลักยังมีแถบฝุ่นจำนวนมากที่มีขนาดอนุภาคเพียงไม่กี่ร้อยไมโครเมตร เศษฝุ่นละเอียดเหล่านี้ส่วนหนึ่งเกิดขึ้นจากการปะทะระหว่างดาวเคราะห์น้อย อีกส่วนหนึ่งจากการที่ดาวเคราะห์น้อยถูกอุกกาบาตขนาดเล็กพุ่งชน แรงดันจากการแผ่รังสีสุริยะทำให้เศษฝุ่นเหล่านี้ค่อย ๆ หมุนควงเข้าหาดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นผลจากปรากฏการณ์พอยน์ทิง-โรเบิร์ตสัน
ฝุ่นละเอียดของดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้ ประกอบกับสารที่ดาวหางปล่อยทิ้งออกมา เป็นต้นเหตุของการเกิดแสงจักรราศี แสงสว่างเรืองรองจาง ๆ นี้สามารถมองเห็นได้ในเวลากลางคืนในตำแหน่งสุริยวิถีหลังจากดวงอาทิตย์ลับขอบฟ้า อนุภาคที่ทำให้เกิดแสงจักรราศีที่มองเห็นได้มีขนาดรัศมีเฉลี่ยประมาณ 40 ไมโครเมตร อายุเฉลี่ยของอนุภาคเหล่านี้อยู่ที่ประมาณ 700,000 ปี ดังนั้นเพื่อจะให้มีแถบฝุ่นนี้อยู่อย่างสม่ำเสมอ จะต้องมีอนุภาคใหม่ ๆ เกิดขึ้นจากแถบหลักอย่างต่อเนื่อง
การปะทะ > ดาวตก

เศษดินและหินจากการปะทะกันของดาวเคราะห์น้อยอาจกลายมาเป็นสะเก็ดดาวที่หลุดเข้ามายังชั้นบรรยากาศของโลกได้ มากกว่า 99.8% ของสะเก็ดดาวจำนวนกว่า 30,000 ดวงที่พบบนโลกนับถึงปัจจุบันเชื่อว่ามีกำเนิดมาจากแถบดาวเคราะห์น้อย การศึกษาร่วมระหว่างสหรัฐกับสาธารณรัฐเช็กในเดือนกันยายน ค.ศ. 2007 ได้แสดงให้เห็นถึงการปะทะระหว่างวัตถุขนาดใหญ่กับดาวเคราะห์น้อย 298 Baptistina ซึ่งทำให้เกิดชิ้นส่วนมากมายขึ้นในระบบสุริยะชั้นใน เชื่อว่าเศษชิ้นส่วนเหล่านี้น่าจะเป็นต้นเหตุของแอ่งไทโคบนดวงจันทร์ และแอ่งชิกชูลุบในประเทศเม็กซิโก อันเป็นซากที่หลงเหลืออยู่จากการปะทะของวัตถุขนาดใหญ่มากที่ทำให้เกิดการสูญพันธุ์ของไดโนเสาร์เมื่อ 65 ล้านปีที่แล้ว
ดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่

มีวัตถุขนาดใหญ่อยู่ 4 ชิ้นในแถบหลัก คือ ซีรีส เวสตา พัลลัส และไฮเจีย ซึ่งทำให้มันถูกแยกออกไปจากสถานะดาวเคราะห์ตามปกติ ทว่าการพิจารณาความเป็นดาวเคราะห์มีขอบเขตส่วนหนึ่งว่าด้วยสมดุลของน้ำบนดาวดวงนั้น และวัตถุทั้งสี่นี้ก็มีปริมาณน้ำอยู่อย่างก้ำกึ่ง ทั้งยังมีคุณลักษณะหลายอย่างที่สอดคล้องกับความเป็นดาวเคราะห์ แต่ก็ยังมีคุณสมบัติอื่นที่ใกล้เคียงก้อนหินดาวเคราะห์น้อยอยู่
ซีรีสเป็นวัตถุเพียงชิ้นเดียวในแถบหลักที่มีขนาดใหญ่พอจะสร้างแรงโน้มถ่วงของตัวเองขึ้นและทำให้มีลักษณะค่อนข้างกลม ดังนั้น เมื่อพิจารณาจากคำนิยามดาวเคราะห์ของสหภาพดาราศาสตร์สากลเมื่อปี ค.ศ. 2006 ปัจจุบันจึงนับว่าซีรีสเป็นดาวเคราะห์แคระ ส่วนอีกสามดวงก็มีโอกาสจะได้รับการจัดสถานะใหม่เช่นกัน ซีรีสมีค่าความส่องสว่างสัมบูรณ์ที่ประมาณ 3.32 ซึ่งสูงกว่าดาวเคราะห์น้อยดวงอื่น ๆ มาก เป็นไปได้ว่าอาจมีพื้นผิวที่เป็นน้ำแข็ง ซีรีสมีองค์ประกอบที่แบ่งแยกได้เช่นเดียวกับลักษณะของดาวเคราะห์ คือมีส่วนพื้นผิว ส่วนเปลือก และส่วนแกน เวสตาเองก็มีองค์ประกอบภายในที่แบ่งแยกได้เช่นเดียวกัน แม้ว่ามันจะอยู่ภายใน "แนวหิมะ" ของระบบสุริยะและไม่มีองค์ประกอบของน้ำ แต่มีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นหินบะซอลต์ สำหรับพัลลัสเป็นวัตถุที่ผิดปกติ มันหมุนรอบตัวเองในแนวตะแคงคล้ายกับดาวยูเรนัส ขั้วด้านหนึ่งชี้ไปยังดวงอาทิตย์และอีกด้านหนึ่งชี้ออกไปนอกระบบ องค์ประกอบของพัลลัสคล้ายคลึงกับของซีรีส คือมีคาร์บอนและซิลิกอนในปริมาณสูง ส่วนดวงสุดท้ายคือ ไฮเจีย เป็นดาวเคราะห์น้อยที่มีองค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นคาร์บอน และอยู่ใกล้ระนาบสุริยะมากกว่าดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่ดวงอื่น ๆ