แถบดาวเคราะห์น้อย
คุณลักษณะ > องค์ประกอบ

ในแถบหลักประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยซึ่งจัดแบ่งได้เป็น 3 ประเภท ได้แก่ ประเภท C หรือกลุ่มคาร์บอน, ประเภท S หรือกลุ่มซิลิกา และประเภท M หรือกลุ่มโลหะ
ดาวเคราะห์น้อยประเภทคาร์บอน หรือประเภท C มีองค์ประกอบที่เป็นคาร์บอนในปริมาณสูง มักพบอยู่ในบริเวณรอบนอกของแถบหลัก และปรากฏอยู่ในดาวเคราะห์น้อยที่มองเห็นเป็นสัดส่วนถึงกว่า 75% มีสีออกไปทางแดงมากกว่าดาวเคราะห์น้อยประเภทอื่น ๆ และมีค่าสัมประสิทธิ์การสะท้อนแสงของเทหวัตถุ (albedo) ต่ำมาก องค์ประกอบบนพื้นผิวมีลักษณะคล้ายคลึงกับอุกกาบาตแบบ carbonaceous chondrite นอกจากนี้ ในทางเคมี สเปคตรัมของดาวเคราะห์น้อยประเภทนี้คล้ายคลึงกับองค์ประกอบในยุคเริ่มแรกของระบบสุริยะอย่างมาก เพียงแต่มีส่วนประกอบที่เบากว่า และไม่มีองค์ประกอบที่สามารถระเหยได้
ดาวเคราะห์น้อยประเภทซิลิกา หรือประเภท S มักพบมากบริเวณด้านในของแถบหลัก คือมีวงโคจรจากดวงอาทิตย์น้อยกว่า 2.5 หน่วยดาราศาสตร์ สเปกตรัมพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มนี้แสดงให้เห็นซิลิเกตจำนวนมากรวมถึงโลหะบางชนิด แต่ไม่มีร่องรอยที่เด่นชัดขององค์ประกอบคาร์บอน แสดงว่าแร่ธาตุในตัวได้ผ่านการปรับเปลี่ยนไปจากองค์ประกอบดั้งเดิม ซึ่งอาจเกิดจากการหลอมละลายหรือการก่อตัวใหม่ ดาวเคราะห์น้อยกลุ่มนี้มีค่าสัมประสิทธิ์การสะท้อนแสงค่อนข้างสูง และมีจำนวนประมาณ 17% ของจำนวนประชากรดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด
ดาวเคราะห์น้อยประเภท M ซึ่งมีแร่ธาตุโลหะอยู่มากมีจำนวนประมาณ 10% ของจำนวนทั้งหมด ค่าสเปกตรัมแสดงให้เห็นองค์ประกอบของเหล็ก-นิกเกิล เชื่อว่าบางดวงก่อตัวมาจากแกนกลางโลหะของดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมที่มีการเปลี่ยนรูปเนื่องจากการชน อย่างไรก็ดีดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มซิลิกาบางส่วนก็อาจให้ผลสเปกตรัมแบบเดียวกันนี้ด้วย ตัวอย่างเช่น ดาวเคราะห์น้อยประเภท M ขนาดใหญ่ 22 Kalliope ซึ่งไม่มีร่องรอยองค์ประกอบดั้งเดิมที่เป็นโลหะ ภายในแถบหลัก การกระจายตัวของดาวเคราะห์ประเภท M มีค่าสูงสุดที่กึ่งแกนเอกประมาณ 2.7 หน่วยดาราศาสตร์ ยังไม่ชัดเจนว่าดาวเคราะห์น้อยประเภท M ทั้งหมดมีองค์ประกอบอย่างเดียวกันหรือไม่ มันอาจมีองค์ประกอบที่แตกต่างกันมากมายซึ่งไม่อาจจัดเข้าเป็นประเภท C และ S ได้เท่านั้นเอง
ยังมีความลึกลับประการหนึ่งของแถบดาวเคราะห์น้อยเกี่ยวกับร่องรอยของดาวเคราะห์น้อยประเภท V หรือพวกที่มีบะซอลต์ ตามทฤษฎีเกี่ยวกับการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยได้ทำนายว่าวัตถุขนาดใหญ่อย่างเวสตาหรือที่ใหญ่กว่านั้นจะมีโครงสร้างส่วนที่เป็นแผ่นและส่วนที่เป็นชั้นเนื้อ ซึ่งน่าจะมีองค์ประกอบหลักเป็นหินบะซอลต์ ทำให้จำนวนดาวเคราะห์น้อยมากกว่าครึ่งจะต้องมีองค์ประกอบอย่างใดอย่างหนึ่งไม่ว่าจะเป็นบะซอลต์หรือโอลิวีน อย่างไรก็ดี ผลการสังเกตการณ์แสดงว่า 99% ของสสารที่ควรจะเป็นบะซอลต์กลับหายไป จนกระทั่งปี ค.ศ. 2001 ก็ยังเชื่อว่าวัตถุโครงสร้างบะซอลต์ส่วนใหญ่ที่ค้นพบในแถบหลักน่าจะมีกำเนิดมาจากดาวเคราะห์น้อยเวสตา (เหตุนี้มันจึงได้ชื่อประเภท V) อย่างไรก็ดี การค้นพบดาวเคราะห์น้อย 1459 Magnya ได้เผยให้เห็นความแตกต่างเล็กน้อยขององค์ประกอบทางเคมีของดาวเคราะห์น้อยบะซอลต์อื่น ๆ ที่ค้นพบจนถึงเวลานั้น บ่งชี้ว่ามันมีกำเนิดมาจากต่างแหล่งกัน สมมุติฐานนี้ได้รับการสนับสนุนจากการค้นพบดาวเคราะห์น้อยเพิ่มเติมในแถบด้านนอกอีก 2 ดวงในปี ค.ศ. 2007 คือ 7472 Kumakiri และ (10537) 1991 RY16 ซึ่งมีองค์ประกอบบะซอลต์ที่แตกต่างออกไปอีกเป็นการยืนยันว่ามันไม่ได้มีกำเนิดมาจากเวสตา นับถึงปัจจุบัน ดาวเคราะห์น้อย 2 ดวงนี้ถือเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท V เพียง 2 ดวงเท่านั้นที่ค้นพบในแถบด้านนอก
อุณหภูมิในแถบดาวเคราะห์น้อยมีความแตกต่างกันมากตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์ สำหรับอนุภาคฝุ่นในแถบ อุณหภูมิทั่วไปมีค่าระหว่าง 200 K (−73 °C) ที่ระยะ 2.2 หน่วยดาราศาสตร์ ลงไปจนถึง 165 K (−108 °C) ที่ 3.2 หน่วยดาราศาสตร์ ทว่าเมื่อคำนึงถึงการหมุนรอบตัวเอง อุณหภูมิพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อยก็อาจเปลี่ยนแปลงไปมากในแต่ละด้านเนื่องจากรังสีของดวงอาทิตย์และพื้นหลังระหว่างดาว