Перегляд вихідного коду сторінки Пояс астероїдів

[[Файл:InnerSolarSystem ua.png|thumb|300px|Схема розташування поясу [[астероїд]]ів у [[Сонячна система|Сонячній системі]]
{| style="width:100%;"
|-
| valign=top |
{{legend2|#FF0000|border=1px solid #940000|[[Сонце]]}}<br/>
{{legend2|#6ad768|border=1px solid #2B9929|[[Троянські астероїди Юпітера|Троянці Юпітера]]}}<br/>
{{legend2|#007DD6|border=1px solid #00508A|[[Орбіта|Орбіти]] [[Планета|планет]]}}
| valign=top |
{{legend2|#e9e9e9|border=1px solid #999999|'''''Головний пояс'''''}}<br/>
{{legend2|#d39300|border=1px solid #855D00|{{нп|Сім'я Гільди|Гільди|en|Hilda family}}}}<br/>
{{legend2|#c90000|border=1px solid #940000|[[Навколоземні об'єкти]]}}
|}]]

'''По́яс астеро́їдів'''&nbsp;— область [[Сонячна система|Сонячної системи]], розташована між орбітами [[Марс (планета)|Марса]] і [[Юпітер (планета)|Юпітера]], яка є місцем скупчення великої кількості об'єктів різних розмірів, переважно неправильної форми, що називаються [[астероїд]]ами або малими планетами.

Цю область також часто називають '''головним поясом астероїдів'''<ref name="opa">{{книга
 |автор         = Жанлука Ранцини.
 |назва      = Космос. Сверхновый атлас Вселенной
 |відповідальний = Перевод с итал. Г.&nbsp;И. Семенова
 |місце         = М.
 |видавництво  = Эксмо
 |рік           = 2007
 |isbn          = 978-5-699-11424-5
}}{{ref-ru}}</ref> або просто '''головним поясом'''<ref name="gpa">{{книга
 |автор         = Э. В. Кононович, В. И. Мороз.
 |назва      = Общий курс астрономии. Учебник для астрономических отделений высших учебных заведений
 |видання       = 2-е изд., исправленное
 |відповідальний = Под ред. В.&nbsp;В. Иванова
 |місце         = М.
 |видавництво  = Эдиториал УРСС
 |рік           = 2003
 |isbn          = 5-354-00866-2
}}{{ref-ru}}</ref><ref name="gpa2">{{книга
 |автор         = П. Г. Куликовский.
 |назва      = Справочник любителя астрономии
 |видання       = 5-е изд., переработанное и полностью обновлённое
 |відповідальний = Под ред. {{нп|Сурдін Володимир Георгійович|В.&nbsp;Г. Сурдина|ru|Сурдин, Владимир Георгиевич}}
 |місце         = М.
 |видавництво  = Эдиториал УРСС
 |рік           = 2002
 |isbn          = 5-8360-0303-3
}}{{ref-ru}}</ref>, підкреслюючи тим самим її відмінність від інших подібних областей скупчення малих планет, таких як [[пояс Койпера]] за орбітою [[Нептун (планета)|Нептуна]], а також скупчення об'єктів [[Розсіяний диск|розсіяного диску]] і [[Хмара Оорта|хмари Оорта]].

Вислів «пояс астероїдів» увійшов до вжитку на початку 1850-х років<ref>{{cite book
   | author=Mann, Robert James.
   | title=A Guide to the Knowledge of the Heavens
   | publisher=Jarrold
   | year=1852
   | pages=171, 216}}</ref><ref>{{стаття|назва=Further Investigation relative to the form, the magnitude, the mass, and the orbit of the Asteroid Planets|посилання=http://books.google.com/?id=hhQAAAAAMAAJ&pg=PA191|мова=en|видання=The Edinburgh New Philosophical Journal|тип=Journal|місце=Edinburgh|рік=1857|том=V|сторінки=191}}</ref>. Перше використання цього терміну пов'язують з іменем [[Александер фон Гумбольдт|Александра фон Гумбольдта]] і його книгою «Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe»<ref>{{cite book
   | author=von Humboldt, Alexander.
   | title= Cosmos: A Sketch of a Physical Description of the Universe
   | volume=1
   | publisher=Harper & Brothers, New York (NY)
   | year= 1850
   | pages=44
   | isbn=0-8018-5503-9}}</ref>.

Сумарна маса головного поясу становить близько 4&nbsp;% від маси [[Місяць (супутник)|Місяця]]. Більш ніж половину її зосереджено в чотирьох найбільших об'єктах: [[Церера (карликова планета)|Церері]], [[2 Паллада|2 Палладі]], [[4 Веста|4 Весті]] і [[10 Гігея|10 Гігеї]]{{перехід|#Найбільші об'єкти поясу астероїдів|yellow}}. Їхній середній діаметр становить близько 400&nbsp;км, а найбільший з них, Церера, єдина в головному поясі [[карликова планета]], має діаметр понад 950&nbsp;км і масу, яка вдвічі перевищує сумарну масу Паллади та Вести<ref name="jplsbdb">{{JPL мале тіло|1}}</ref>.
Але більшість астероїдів, яких налічується кілька мільйонів, є значно меншими, аж до кількох десятків метрів{{перехід|#Розміри і маса|yellow}}. При цьому астероїди настільки сильно розсіяні в цій області космічного простору, що жоден космічний апарат, який через неї пролітав, не був пошкоджений{{перехід|#Дослідження|yellow}}.

Причина такого складу поясу астероїдів полягає в тому, що він [[Формування та еволюція Сонячної системи|почав формуватися]] безпосередньо поблизу Юпітера{{перехід|#Формування|yellow}}, [[Гравітація|гравітаційне поле]] якого постійно вносило значні збурення в орбіти [[Планетозималь|планетозималей]]. Отримуваний від Юпітера надлишок орбітальної енергії призводив до жорсткіших зіткнень цих тіл між собою, що перешкоджало їх злипанню в протопланету і її подальшому укрупненню{{перехід|#Походження|yellow}}.

В результаті більшість планетозималей виявилися роздробленими на численні дрібні фрагменти, більша частина з яких або була викинута за межі Сонячної системи, чим пояснюється низька щільність поясу астероїдів, або перейшла на витягнуті орбіти, по яких вони, потрапляючи у внутрішню область Сонячної системи, зіштовхувалися з планетами земної групи{{перехід|#Метеорити|yellow}}; цей феномен отримав назву [[Пізнє важке бомбардування|пізнього важкого бомбардування]].

Зіткнення між астероїдами відбувалися і після цього періоду{{перехід|#Зіткнення|yellow}}, що призводило до появи численних [[Сім'я астероїдів|сімей астероїдів]]&nbsp;— груп тіл з подібними орбітами та хімічним складом{{перехід|#Сім'ї та групи астероїдів|yellow}}, в які входить значна кількість астероїдів, а також до утворення дрібного космічного пилу, який формує [[зодіакальне світло]]{{перехід|#Пил|yellow}}.

Крім цього, гравітація Юпітера також створює області нестійких орбіт, в яких через резонанси з Юпітером практично відсутні астероїди{{перехід|#Проміжки Кірквуда|yellow}}. Астероїд, який потрапляє туди, за відносно короткий час викидається з цієї орбіти за межі Сонячної системи або поповнює популяцію астероїдів, що перетинають орбіти внутрішніх планет. Наразі астероїдів у таких областях практично не залишилося, але орбіти багатьох невеликих астероїдів продовжують повільно змінюватися під впливом інших факторів{{перехід|#Вплив ефекту Ярковського|yellow}}.

Головною рисою, яка характеризує окремі астероїди, є їхній спектр, за яким можна робити висновок про хімічний склад цих тіл. У головному поясі, в залежності від хімічного складу, виділені три основні [[Спектральна класифікація астероїдів|спектральні класи астероїдів]]: [[Вуглець|вуглецеві]] ([[Астероїди типу C|клас C]]), [[Силікати (мінерали)|силікатні]] ([[Астероїди типу S|клас S]]) і металічні або залізні ([[Астероїди типу M|клас M]]){{перехід|#Склад|yellow}}. Всі ці класи астероїдів, особливо металічні, є цікавими для [[Промисловість у космосі|космічної індустрії]] в цілому і [[Гірничопромислове освоєння астероїдів|промислового освоєння астероїдів]] зокрема{{перехід|#Астероїди як джерела ресурсів|yellow}}.

== Історія вивчення астероїдів ==

=== Правило Тіціуса&nbsp;— Боде ===
{{Main base|[[Визначення планети]]|[[Правило Тіциуса — Боде]]}}

[[Файл:Giuseppe Piazzi.jpg|thumb|200px|Італійський астроном [[Джузеппе Піацці]], що відкрив [[Церера (карликова планета)|Цереру]], яка спочатку вважалася планетою, потів протягом двох сотень років просто великим астероїдом і, нарешті, остаточно була визначена в статусі як [[карликова планета]]]]

Своєрідною передісторією початку вивчення поясу астероїдів можна вважати відкриття правила Тіціуса&nbsp;— Боде&nbsp;— залежності, яка наближено описує відстані планет від Сонця. Його суть полягає в тому, що розташування орбіт планет Сонячної системи може бути наближено описане [[Емпіризм|емпіричною]] формулою:

: <math> a_{i} = 0{,}4 + 0{,}3 \cdot 2^{i-2}</math>,
де {{nobr|<math>i\,\!</math> —}} порядковий номер планети (при цьому для [[Меркурій (планета)|Меркурія]] слід задати <math>i=-\infty</math>, а <math>i=5</math> не відповідає жодній відомій планеті).

Вперше воно було сформульоване й опубліковане німецьким фізиком і математиком [[Йоганн Данієль Тіціус|Йоганном Тіціусом]] ще в [[1766]] році<ref name="asteroids">
{{cite web
 |title       = When Did the Asteroids Become Minor Planets?
 |author      = Hilton, J.
 |work        = US Naval Observatory (USNO)
 |year        = 2001
 |url         = http://www.usno.navy.mil/USNO/astronomical-applications/astronomical-information-center/minor-planets
 |accessdate  = 2007-10-01
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/617EpREXv?url=http://www.usno.navy.mil/USNO/astronomical-applications/astronomical-information-center/minor-planets
 |archivedate = 2011-08-22
 |deadurl     = no
}}
</ref><ref name="Dawn">
{{cite web
 |title       = Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System
 |work        = Space Physics Center: UCLA
 |year        = 2005
 |url         = http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/background.html
 |accessdate  = 2007-11-03
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/617GLJ6fS?url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/dawn/background.html
 |archivedate = 2011-08-22
 |deadurl     = no
}}
</ref><ref name="Hoskin">
{{cite web
 |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
 |accessdate  = 2010-07-12
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3iCON8?url=http://www.astropa.unipa.it/HISTORY/hoskin.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>, але, попри те, що воно було справедливим для всіх шести відомих на той час планет (від [[Меркурій (планета)|Меркурія]] до [[Сатурн (планета)|Сатурна]]), правило довго не привертало уваги.
Так продовжувалося до [[1781]]-го року, доки не був відкритий [[Уран (планета)|Уран]], [[Орбіта|велика піввісь орбіти]] якого точно відповідала передбаченій цією формулою. Після цього [[Йоганн Елерт Боде]] висловив припущення про можливість існування п'ятої від Сонця планети між орбітами Марса та Юпітера, яка, відповідно до цього правила, повинна була розташовуватися на відстані 2,8&nbsp;а.&nbsp;о. і при цьому досі не була виявлена<ref name="Hoskin" />. Відкриття Церери у січні 1801 року, причому саме на вказаній відстані від Сонця, посилило довіру астрономів до правила Тіціуса&nbsp;— Боде, яка зберігалася аж до відкриття [[Нептун (планета)|Нептуна]].

=== Відкриття Церери ===
Першим пошуки планети між Марсом і Юпітером ще в [[1787]] році почав барон {{нп|Франц Ксавер фон Цах|Франц Ксавер||Franz Xaver von Zach}}. Але після кількох років невдалих спостережень він зрозумів, що потребує допомоги інших астрономів, тому у вересні [[1800]] року зібрав групу з 24 вчених для спільних пошуків планети, створивши подобу неформального клубу під назвою «[[Товариство Лілієнталю]]». Однак найбільш відомою ця група була як «Himmelspolizei», або «небесна поліція». Найвідомішими її членами були [[Фрідріх Вільям Гершель|Вільям Гершель]], [[Шарль Мессьє]] і [[Генріх Вільгельм Маттеус Ольберс|Генріх Ольберс]]<ref name="police">{{cite journal
   | title=Call the police! The story behind the discovery of the asteroids
   | journal=Astronomy Now
   | issue=June 2007
   | pages=60—61}}</ref>. Вони поділили зодіакальну частину неба поблизу екліптики на 24 частини (за кількістю астрономів), надавши кожному зодіакальну область шириною 15° для пошуку планети<ref>
{{cite web
 |title       = An Introduction to Solar System Astronomy: Lecture 45: Is Pluto a Planet?
 |author      = Pogge, Richard.
 |work        = An Introduction to Solar System Astronomy
 |publisher   = Ohio State University
 |year        = 2006
 |url         = http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast161/Unit6/dwarfs.html
 |accessdate  = 2007-11-11
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3iiJv1?url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast161/Unit6/dwarfs.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.
Завданням групи був опис координат всіх [[Зоря|зірок]] в області [[Зодіакальні сузір'я|зодіакальних сузір'їв]] на певний момент. В наступні ночі перевірялися координати і виділялися об'єкти, які зміщувалися на більшу відстань. Передбачуване зміщення шуканої планети повинно було становити близько 30 [[кутова секунда|кутових секунд]] за годину, і його було легко помітити.

Незважаючи на зусилля «небесної поліції», планета була випадково виявлена людиною, яка не перебувала в клубі&nbsp;— італійським астрономом з [[Палермський університет|університету Палермо]] в [[Сицилія|Сицилії]] [[Джузеппе Піацці]], який спостерігав її в ніч на [[1 січня]] [[1801]] року. Складаючи повний каталог зір із [[Телець (сузір'я)|сузір'я Тельця]], він виявив маленьку точку світла, яка рухалася на фоні зір. Наступні спостереження підтвердили, що вона є не зіркою, а новим об'єктом Сонячної системи. Спочатку Піацці прийняв її за комету, але відсутність [[Кома (астрономія)|коми]] наштовхнуло його на думку, що цей об'єкт може бути планетою<ref name="police"/>. Вона розташовувалася на відстані 2,77&nbsp;а.&nbsp;о. від Сонця, що майже точно відповідало передбаченням правила Тіціуса&nbsp;— Боде. Піацці назвав планету [[Церера (карликова планета)|Церера]], на честь [[Церера (богиня)|римської богині врожаю]] і покровительки Сицилії.

Невдовзі після виявлення об'єкт було втрачено. Але завдяки складним обчисленням, виконаним всього за кілька годин 24-річним [[Карл Фрідріх Гаус|Карлом Гаусом]] за новим, розробленим ним методом ([[метод найменших квадратів]]), йому вдалося вказати місце, де шукати Цереру, і незабаром вона була знову виявлена.

=== Відкриття Паллади та інших астероїдів ===
Через п'ятнадцять місяців, [[28 березня]] [[1802]] року, [[Генріх Вільгельм Маттеус Ольберс|Генріх Ольберс]] відкрив [[2 Паллада|другий великий об'єкт]] у цій же області Сонячної системи, який отримав назву [[Паллада]]. Її велика піввісь була приблизно такою ж, як у Церери, але ексцентриситет і нахил сильно відрізнялися від аналогічних параметрів Церери.
Обидва відкритих тіла, на відміну від інших планет, навіть в найсильніші телескопи того часу виглядали як точки світла, розгледіти їхні диски не вдавалося, і якщо б не їхній швидкий рух, то їх не можна було б відрізнити від зірок. Тому [[6 травня]] [[1802]] року після вивчення характеру і розміру цих двох нових об'єктів Вільям Гершель запропонував класифікувати їх як окремий клас об'єктів, названий ним «астероїди», від {{lang-el|αστεροειδής}}, що означає «зіркоподібний»<ref>
{{cite web
 | title  = etymonline: asteroid
 | url  = http://www.etymonline.com/index.php?search=asteroid&searchmode=none
 | accessdate  = 2007-11-05
 | archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3jE41i?url=http://www.etymonline.com/index.php?search=asteroid
 | archivedate  = 2012-01-24
 | deadurl  = no
 }}
</ref><ref name="aster-root">
{{cite web
 |author      = DeForest, Jessica.
 |year        = 2000
 |url         = http://www.msu.edu/~defores1/gre/roots/gre_rts_afx2.htm
 |title       = Greek and Latin Roots
 |publisher   = Michigan State University
 |accessdate  = 2007-07-25
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3jlhuX?url=https://www.msu.edu/~defores1/gre/roots/gre_rts_afx2.htm
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref><ref>
{{cite web
 |title       = William Hershel and the First Two Asteroids
 |author      = Cunningham, Clifford.
 |work        = Dance Hall Observatory, Ontario
 |year        = 1984
 |url         = http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1984MPBu...11....3C&db_key=AST&page_ind=0&data_type=GIF&type=SCREEN_VIEW&classic=YES&high=471afd7a7403993
 |accessdate  = 2007-11-05
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3lTS1Y?url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1984MPBu...11....3C
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.
Визначення спеціально було вибране дещо неоднозначним, щоб воно було «достатньо широким для покриття всіх відомих майбутніх відкриттів». Однак, незважаючи на зусилля Гершеля ввести цей новий термін, протягом декількох десятиліть астрономи продовжували називати нові відкриті об'єкти «планетами»<ref name="asteroids" />. Так, Церера називалася планетою аж до 1860-х років, коли вона все ж була віднесена до класу астероїдів, в якому і перебувала до [[2006]] року, доки разом з [[Плутон (карликова планета)|Плутоном]] і деякими іншими транснептуновими об'єктами не була переведена до карликових планет.
Але зі збільшенням кількості відкритих астероїдів система їх класифікації та позначення ставала все більш громіздкою, і на початку 1850-х за пропозицією [[Александер фон Гумбольдт|Александра фон Гумбольдта]] вони були виключені зі складу планет і поступово все частіше почали називатися астероїдами.

Слід відмітити, що австрійський астроном [[Йозеф Йоганн Літтров|Йозеф Літтров]] запропонував ще одне, набагато інформативніше найменування&nbsp;— «зенареїд». Утворена від грецьких имен Юпітера і Марса (Зевс і Арей), назва вказувала на розташування поясу астероїдів між орбітами цих двох планет. Однак термін спізнився: нові тіла вже були названі іншим словом, до того ж термін «зенареїд» був дещо громіздким і химерним. Тому в науку він так і не увійшов, і лише іноді зустрічається в старій німецькій астрономічній літературі<ref>{{книга
 |автор         = Карпенко Ю. А.
 |частина         = Глава VII Астероиды
 |назва      = Названия звёздного неба
 |посилання        = 
 |відповідальний = А.&nbsp;В.&nbsp;Суперанская
 |місце         = М.
 |видавництво  = Наука
 |рік           = 1981
 |сторінки      = 97
 |сторінок       = 184
 |isbn          =
}}</ref>.

До [[1807]] року було відкрито ще два об'єкти, які отримали назви [[3 Юнона|Юнона]] і [[4 Веста|Веста]]<ref name="serendipity">
{{cite web
 |author      = Staff.
 |year        = 2002
 |url         = http://dawn.jpl.nasa.gov/DawnCommunity/flashbacks/fb_06.asp
 |title       = Astronomical Serendipity
 |publisher   = NASA JPL
 |accessdate  = 2007-04-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3lyqIZ?url=http://dawn.jpl.nasa.gov/DawnCommunity/flashbacks/fb_06.asp
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}
</ref>.
Але на цьому відкриття і скінчилися. Почалася епоха [[Наполеонівські війни|наполеонівських війн]], яка стала своєрідним закінченням першого історичного етапу в історії пошуку астероїдів. Відшукати нові астероїди ніяк не вдавалося, і більшість астрономів, вирішивши, що їх більше немає, припинила дослідження. Однак [[Карл Людвиг Генке]] проявив наполегливість, в [[1830]] році відновивши пошук нових астероїдів, і в [[1845]] році виявив [[5 Астрея|Астрею]]&nbsp;— перший за 38 років новий астероїд.
А ще менш ніж через два роки була відкрита [[6 Геба|Геба]]. Після цього до пошуків долучилися й інші астрономи по всьому світу, і відкриття нових астероїдів пішло прискореними темпами&nbsp;— не менше одного за рік. У міру вдосконалення телескопів темпи відкриття астероїдів неперервно зростали, і вже до середини [[1868]] року їх налічувалося більше сотні.

Коли стало зрозуміло, що, крім Церери, приблизно на тій же відстані від Сонця розташовується багато інших менших тіл, щоб якось пояснити це з позиції правила Тіціуса&nbsp;— Боде, була висунута {{нп|Гіпотези про існування планети між Марсом і Юпітером|гіпотеза про планету, яка раніше розташовувалася на цій орбіті||Fifth planet (hypothetical)}}, гіпотетичну планету [[Фаетон (планета)|Фаетон]], яка на ранніх етапах формування Сонячної системи зруйнувалася так, що її уламками стали астероїди, які сформували Пояс астероїдів. Згодом ця гіпотеза була спростована, оскільки виявилося, що через гравітаційний вплив Юпітера на даній відстані від Сонця досить велике тіло утворитися просто не може.

{{Hider|
  title =Відомі «мисливці за астероїдами» того часу|
  title-style = text-align: left;|
  content-style = text-align: justify;|
  frame-style = width: 100%;|
  content =
{{col-begin}}
{{col-3}}
* [[Джон Рассел Гайнд]]
* [[Аннібале де Гаспаріс]]
* [[Карл Теодор Роберт Лютер|Роберт Лютер]]
* [[Герман Майєр Соломон Гольдшмідт|Герман Гольдшмідт]]
* [[Жан Шакорнак]]
{{col-3}}
* [[Джеймс Фергюсон]]
* [[Норман Роберт Поґсон|Норман Поґсон]]
* [[Вільгельм Темпель|Ернст Темпель]]
* [[Джеймс Крейг Вотсон|Джеймс Вотсон]]
* [[Христіан Генріх Фрідрих Петерс|Христіан Петерс]]
{{col-3}}
* [[Альфонс Бореллі]]
* [[Йоганн Паліза]]
* {{нп|Поль і Проспер Анрі|||Paul Henry and Prosper Henry}}
* [[Огюст Шарлуа]]
* [[Жером Коджа]]
{{col-3}}
{{col-end}}
}}

З відкриттям Нептуна в [[1846]] році правило Тіціуса&nbsp;— Боде було повністю дискредитованим в очах вчених, оскільки велика піввісь даної планети сильно відрізнялася від передбаченої правилом<ref>
{{cite web
 |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/asy/default.aspx?c=a&id=4494
 |accessdate  = 2007-10-16
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3mhZaa?url=http://www.astronomy.com/en/sitecore/content/Home/News-Observing/Ask%20Astro/2006/10/Is%20it%20a%20coincidence%20that%20most%20of%20the%20planets%20fall%20within%20the%20Titius-Bode%20laws%20boundaries.aspx
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

{| class="standard" style="text-align: center;"
 |-
 ! rowspan="2" | Планета
 ! rowspan="2" | ''i''
 ! rowspan="2" | ''k''
 ! colspan="2" | Радіус орбіти ([[Астрономічна одиниця|а.&nbsp;о.]])
 |-
 ! за правилом
 ! фактичний
 |-
 | style="text-align: left;" | [[Меркурій (планета)|Меркурій]]
 | −1
 | 0
 | 0,4
 | 0,39
 |-
 | style="text-align: left;" | [[Венера (планета)|Венера]]
 | 0
 | 1
 | 0,7
 | 0,72
 |-
 | style="text-align: left;" | [[Земля]]
 | 1
 | 2
 | 1,0
 | 1,00
 |-
 | style="text-align: left;" | [[Марс (планета)|Марс]]
 | 2
 | 4
 | 1,6
 | 1,52
 |-
 | style="text-align: left;" | '''Пояс астероїдів'''
 | 3
 | 8
 | 2,8
 | в серед. 2,2—3,6
 |-
 | style="text-align: left;" | [[Юпітер (планета)|Юпітер]]
 | 4
 | 16
 | 5,2
 | 5,20
 |-
 | style="text-align: left;" | [[Сатурн (планета)|Сатурн]]
 | 5
 | 32
 | 10,0
 | 9,54
 |-
 | style="text-align: left;" | [[Уран (планета)|Уран]]
 | 6
 | 64
 | 19,6
 | 19,22
 |-
 | style="text-align: left;" | [[Нептун (планета)|Нептун]]
 | colspan="3" | випадає
 | 30,06
 |-
 | style="text-align: left;" | [[Плутон (карликова планета)|Плутон]]
 | 7
 | 128
 | 38,8
 | 39,5
 |-
 | style="text-align: left;" | [[Ерида (карликова планета)|Ерида]]
 | 8
 | 256
 | 77,2
 | 67,7
 |}

Новий етап у вивченні астероїдів почався з застосуванням у [[1891]] році [[Макс Вольф|Максом Вольфом]] методу [[Астрофотографія|астрофотографії]] для пошуку нових астероїдів<ref name="Hughes Brief">
{{cite web
 |first       = David W.
 |last        = Hughes
 |url         = http://www.open2.net/sciencetechnologynature/planetsbeyond/asteroids/history.html
 |title       = A Brief History of Asteroid Spotting
 |publisher   = BBC
 |accessdate  = 2007-04-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3oRTqu?url=http://www.open.edu/openlearn/about-openlearn/frequently-asked-questions/looking-open2net
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.
Він полягав у тому, що на фотографіях з довгим періодом [[експонування]] астероїди залишали короткі світлі лінії, в той час як зорі залишалися точками завдяки тому, що телескоп повертається вслід за обертанням небесної сфери. Цей метод значно прискорив виявлення нових астероїдів у порівнянні з методами візуального спостереження, які використовувалися раніше: Макс Вольф сам виявив 248 астероїдів, починаючи з астероїда [[323 Брюсія]], в той час як до нього за кілька десятиліть їх було виявлено трохи більше 300.

Перша тисяча астероїдів була виявлена вже до жовтня [[1921]] року, 10&nbsp;000 до [[1981]]<ref>[http://www.youtube.com/watch?v=S_d-gs0WoUw Анімація: історія відкриття астероїдів 1980—2010]</ref>, до [[2000]] року кількість відкритих астероїдів перевищила 100&nbsp;000, а станом на 6 вересня [[2011]] року кількість нумерованих астероїдів становила вже 285&nbsp;075<ref>
{{cite web
 |title       = MPC Archive Statistics
 |accessdate  = 2010-12-29
 |publisher   = IAU Minor Planet Center
 |url         = http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/ArchiveStatistics.html
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3pjrov?url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/ArchiveStatistics.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

Відомо, що пояс астероїдів містить набагато більшу їх кількість, ніж відомо зараз (усе залежить від того, наскільки малі тіла можна називати астероїдами). Однак, оскільки сучасні системи пошуку нових астероїдів дозволяють виявляти їх цілком автоматично практично без участі людини, більшість вчених не займається їх пошуком, називаючи астероїди «космічним сміттям», яке зосталося після формування Сонячної системи. Наразі велика увага приділяється лише астероїдам, потенційно небезпечним для Землі. Вони називаються [[Навколоземні астероїди|астероїдами, які зближуються із Землею]], і входять в групу навколоземних об'єктів, до яких також належать деякі [[Комета|комети]] і [[метеороїд]]и.

== Дослідження ==
[[Файл:Dawn Flight Configuration 2.jpg|right|thumb|320px|Політ космічного апарату [[Dawn]] до астероїдів [[4 Веста]] (зліва) і [[Церера (карликова планета)|Церера]] (справа)]]

Першим космічним апаратом, що пролетів через пояс астероїдів, став «[[Піонер-10]]», який долетів до області головного поясу [[16 липня]] [[1972]] року. В той час ще існувала занепокоєність з приводу можливості зіткнення апарату з одним із невеликих астероїдів, однак з того часу на шляху до зовнішніх планет через пояс астероїдів без усіляких інцидентів пролетіло вже 9 космічних апаратів.

Апарати «[[Піонер-11]]», «[[Вояджер-1]]» і «[[Вояджер-2]]», а також зонд «[[Улісс (космічний апарат)|Улісс]]» пролітали через пояс без запланованих чи випадкових зближень з астероїдами. Апарат «[[Галілео (космічний апарат)|Галілео]]» став першим космічним апаратом, який зробив знімки астероїдів. Першими сфотографованими об'єктами стали астероїд [[951 Гаспра]] в 1991 році та астероїд [[243 Іда]] в 1993 році.
Після цього в НАСА була прийнята програма, згідно з якою будь-який апарат, який пролітає через пояс астероїдів, повинен, якщо є така можливість, пролетіти повз який-небудь астероїд. В наступні роки космічними зондами і апаратами були отримані зображення ряду малих об'єктів, таких як [[253 Матільда]] в 1997 році з апарату [[NEAR Shoemaker]], [[2685 Мазурський]] в 2000 році з {{нп|Кассіні (космічний апарат)|«Кассіні»|ru|Кассини (космический аппарат)}}, [[5535 Аннафранк]] в 2002 році з «[[Стардаст]]», [[132524 APL]] в 2006 з зонда [[New Horizons|«Нові горизонти»]], [[2867 Штейнс]] в 2008 році та [[21 Лютеція]] в 2010 році з [[Розетта (космічний апарат)|«Розетти»]]<ref>{{cite journal
   | title = Rosetta Asteroid Targets: 2867 Steins and 21 Lutetia
   | author = Barucci, M. A.; Fulchignoni, M.; and Rossi, A.
   | journal = Space Science Reviews
   | volume = 128
   | issue = 1—4
   | pages = 67—78
   | year = 2007
   | doi = 10.1007/s11214-006-9029-6}}</ref>.

Більшість зображень астероїдів головного поясу, переданих космічними апаратами, отримані в результаті короткого прольоту зондів поблизу астероїдів на шляху до основної цілі місії. Для детального вивчення астероїдів відправляли лише два апарата: [[NEAR Shoemaker]], який досліджував [[433 Ерос]] і [[253 Матільда|Матільду]]<ref name="offsite1">
{{cite web
 | title  = Near Earth Asteroid Rendezvous official site. Frequently asked questions.
 | url  = http://near.jhuapl.edu/intro/faq.html
 | accessdate  = 2008-11-17
 | archiveurl  = https://www.webcitation.org/658w84wqo?url=http://near.jhuapl.edu/intro/faq.html
 | archivedate  = 2012-02-02
 | deadurl  = no
 }} {{ref-en}}
</ref>, а також «[[Хаябуса]]», головною метою якого було вивчення [[25143 Ітокава]]. Апарат протягом тривалого часу вивчав поверхню астероїда і навіть, вперше в історії, доставив частинки ґрунту з його поверхні<ref>
{{cite web
   | date=13 червня 2010
   | url=http://lenta.ru/news/2010/06/13/probe/
   | title=Японский зонд вернулся на Землю после миссии к астероиду
   | publisher=[[Lenta.ru]]
   | accessdate=2010-08-14
   | archiveurl=https://www.webcitation.org/61Cxg7rBY?url=http://lenta.ru/news/2010/06/13/probe/
   | archivedate=2011-08-25
   | deadurl=no
   }}
</ref>.

[[27 вересня]] [[2007]] року до найбільших астероїдів [[4 Веста|Вести]] і [[Церера (карликова планета)|Церери]] було відправлено [[Автоматична міжпланетна станція|автоматичну міжпланетну станцію]] [[Dawn]]. Апарат досягнув Вести 16 липня 2011 року і вийшов на її орбіту. Після вивчення астероїда протягом півроку він вирушив до Церери, якої досягнув у 2015 році. Якщо зонд буде продовжувати працювати і після вивчення цих двох астероїдів, то можливе розширення його місії для дослідження [[2 Паллада|Паллади]]<ref>
{{cite web
 |title       = Dawn mission
 |work        = jpl.nasa.gov
 |url         = http://dawn.jpl.nasa.gov/mission/faqs.asp
 |lang        = en
 |accessdate  = 2007-10-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vXB1JCX?url=http://dawn.jpl.nasa.gov/mission/faqs.asp
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

== Походження ==
[[Файл:Main belt i vs a.png|thumb|300px|right|Діаграма розподілу астероїдів головного поясу в залежності від нахилу орбіти і розміру великої півосі. Червоний&nbsp;— центральні області, блакитний&nbsp;— периферія]]

=== Формування ===
Дослідники космосу висловлювали різні припущення про причини великої концентрації астероїдів у порівняно вузькому просторі міжпланетного середовища між орбітами Марса і Юпітера.

Найбільшу популярність серед панівних у XIX столітті гіпотез про походження тіл поясу астероїдів отримала гіпотеза, висунута в [[1802]] році, невдовзі після виявлення Паллади, німецьким вченим Генріхом Ольберсом. Він припустив, що Церера і Паллада можуть бути фрагментами гіпотетичної планети [[Фаетон (планета)|Фаетон]], яка колись існувала між орбітами Марса і Юпітера і була зруйнована в результаті зіткнення з кометою багато мільйонів років тому<ref name="Hughes Brief"/>.

Однак наступні дослідження спростовують цю гіпотезу. Аргументами проти є дуже велика кількість енергії, яка необхідна для того, щоб зруйнувати цілу планету, вкрай мала сумарна маса всіх астероїдів головного поясу, яка складає лише 4&nbsp;% маси [[Місяць (супутник)|Місяця]], і практична неможливість формування великого об'єкта типу планети в області [[Сонячна система|Сонячної системи]], яка зазнає сильних [[Гравітація|гравітаційних збурень]] від Юпітера. Суттєві відмінності хімічного складу астероїдів також виключають можливість їх походження з одного тіла<ref>
{{cite web
 |author      = Masetti, M.; and Mukai, K.
 |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
 |accessdate  = 2007-04-25
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3qMkAV?url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/ask_astro/answers/980810a.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>. Скоріш за все, пояс астероїдів є не зруйнованою планетою, а планетою, яка так і не змогла сформуватися через [[Гравітація|гравітаційний вплив]] Юпітера і, меншою мірою, інших планет-гігантів.

[[Файл:Protoplanetary-disk.jpg|thumb|275px|[[Протопланетний диск]] навколо зорі в уяві художника]]

В цілому формування планет і астероїдів Сонячної системи близьке до опису цього процесу в [[Небулярна гіпотеза|небулярній гіпотезі]], згідно з якою 4,5&nbsp;млрд років тому хмари міжзоряного газу і пилу під дією гравітації утворили [[протопланетний диск]], який обертався, і в якому відбувалися ущільнення і конденсація речовини диска. Протягом перших кількох мільйонів років історії Сонячної системи, внаслідок [[Турбулентність|турбулентних]] та інших нестаціонарних явищ, в результаті злипання при взаємних зіткненнях дрібних частинок замерзлого газу і пилу виникали згустки речовини. Цей процес отримав назву [[Акреція (космос)|акреції]]. Взаємні непружні зіткнення, разом зі зростаючою в міру збільшення їхніх розмірів та маси гравітаційною взаємодією, викликали збільшення швидкості росту згустків. Потім згустки речовини притягували навколишні пил і газ, а також інші згустки, об'єднуючись в [[планетозималь|планетозималі]], з яких згодом [[Формування та еволюція Сонячної системи|утворилися планети]]<ref>
{{cite web
 |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
 |accessdate  = 2007-04-02
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3r41Fk?url=http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=520
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref><ref>
{{cite web
 |last        = Лин
 |first       = Дуглас
 |url         = http://elementy.ru/lib/430678
 |title       = Происхождение планет
 |publisher   = «В мире науки» № 8, 2008
 |accessdate  = 2007-04-02
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3s0Um8?url=http://elementy.ru/lib/430678
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

Зі збільшенням відстані від Сонця зменшувалася середня температура газопилової речовини, і, відповідно, змінювався її загальний хімічний склад. Кільцева зона протопланетного диска, з якого згодом сформувався головний пояс астероїдів, опинилася поблизу межі конденсації летких сполук, зокрема, водяної пари. Саме це і є причиною утворення в цьому місці поясу астероїдів замість повноцінної планети. Близькість цієї границі призвела до випереджуючого зростання зародку [[Юпітер (планета)|Юпітера]], який розташовувався поряд і став центром акумуляції [[Водень|Гідрогену]], [[Азот]]у, [[Вуглець|Карбону]] та їхніх сполук, які покидали більш розігріту центральну частину Сонячної системи.

Потужні гравітаційні збурення з боку зародку Юпітера, який швидко зростав, перешкоджали утворенню в поясі астероїдів достатньо великого протопланетного тіла<ref>
{{cite journal
   | author=Edgar, R.; and Artymowicz, P.
   | title=Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet
   | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
   | year=2004
   | volume=354
   | issue=3
   | pages=769—772
   | url=http://www.astro.su.se/~pawel/edgar+artymowicz.pdf
   | format=PDF
   | accessdate=2007-04-16
   | doi=10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x
   | bibcode=2004MNRAS.354..769E
   | arxiv=astro-ph/0409017
   | archiveurl=https://web.archive.org/web/20070621183715/http://www.astro.su.se/~pawel/edgar+artymowicz.pdf
   | archivedate=2007-06-21
   | deadurl=yes
   }}
</ref>. Процес акумуляції речовини там зупинився в той момент, коли встигли сформуватися лише декілька десятків планетозималей допланетного розміру (близько 500—1000&nbsp;км), які потім почали дробитися при зіткненнях<ref name="icarus153">{{cite journal
   | author=Petit, J.-M.; Morbidelli, A.; and Chambers, J.
   | title=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt
   | journal=Icarus
   | year=2001
   | volume=153
   | issue=2
   | pages=338—347
   | url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf
   | format=PDF
   | accessdate=2007-03-22
   | doi = 10.1006/icar.2001.6702
   | bibcode=2001Icar..153..338P
}}</ref>, внаслідок швидкого зростання їхніх відносних швидкостей (від 0,1 до {{nobr|5 км/с}})<ref name="New Page 1">
{{cite web
 |url         = http://rcio.pnzgu.ru/personal/30/2/2/asteroid.htm
 |title       = Астероид
 |author      = 
 |date        = 
 |work        = 
 |publisher   = 
 |accessdate  = 2011-10-25
 |lang        = ru
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20111018140841/http://rcio.pnzgu.ru/personal/30/2/2/asteroid.htm
 |archivedate = 2011-10-18
 |deadurl     = yes
}}
</ref>.
Причина їхнього зростання полягає в [[Орбітальний резонанс|орбітальних резонансах]], а саме, в так званих [[Люки Кірквуда|проміжках Кірквуда]], які відповідають орбітам, періоди обертання на яких співвідносяться з періодом обертання Юпітера як цілі числа (4:1, 3:1, 5:2){{Перехід|#Проміжки Кірквуда|yellow}}.

На таких орбітах зближення з Юпітером відбувається найчастіше і його гравітаційний вплив є максимальним, тому астероїди там практично відсутні. Між орбітами Марса і Юпітера розташовується декілька зон таких резонансів, більш-менш сильних. На певному етапі свого формування Юпітер почав мігрувати у внутрішню частину Сонячної системи, в результаті ці резонанси пройшли по всьому поясу, вносячи збурення в орбіти астероїдів та збільшуючи швидкість їхнього руху<ref>{{cite conference
   | first = E. R. D.
   | last = Scott
   | title=Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids
   | booktitle = Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference
   | publisher = Lunar and Planetary Society
   | date = March 13—17, 2006
   | location = League City, Texas
   | url =http://adsabs.harvard.edu/abs/2006LPI....37.2367S
   | accessdate = 2007-04-16
}}</ref>.
При цьому протоастероїди зазнавали численних зіткнень, і не лише між собою, але і з тілами, які вторгалися у пояс астероїдів із зон Юпітера, Сатурна і більш далекої периферії Сонячної системи. До цього поступове зростання батьківських тіл астероїдів було можливий завдяки їхнім невеликим відносним швидкостям (до {{nobr|0,5 км/с}}), коли зіткнення об'єктів закінчувалися її об'єднанням, а не дробленням. Збільшення ж потоку тіл, які вкидалися в пояс астероїдів Юпітером і Сатурном, призвело до того, що відносні швидкості батьківських тіл астероїдів значно зросли (до {{nobr|3—5 км/с}}) і стали хаотичнішими, що зробило процес подальшого збільшення тіл неможливим.
Процес акумуляції батьківських тіл астероїдів змінився процесом їх фрагментації при взаємних зіткненнях, і можливість формування великої планети на даній відстані від Сонця назавжди зникла<ref>
{{cite web
 |url         = http://selena.sai.msu.ru/Home/SolarSystem/asteroids/asteroids.htm
 |title       = Астероиды (SolarSystem/asteroids)
 |author      = В.В.Бусарев
 |date        = 23 марта 2010
 |work        = 
 |publisher   = 
 |accessdate  = 2011-10-25
 |lang        = ru
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3ulJdx?url=http://selena.sai.msu.ru/Home/SolarSystem/asteroids/asteroids.htm
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

Вважається, що в результаті гравітаційних збурень більша частина матеріалу головного поясу була розсіяна протягом перших двох мільйонів років з моменту його утворення, залишивши менш ніж 0,1&nbsp;% речовини від початкової маси, якої, згідно з результатами комп'ютерного моделювання, могло б вистачити для утворення планети з масою Землі<ref name="icarus153" />. Цілком можливо, що деякі з цих астероїдів могли зберегтися в [[Пояс Койпера|поясі Койпера]] або серед крижаних тіл [[Хмара Оорта|хмари Оорта]], але значна частина, ймовірно, була просто викинута за межі Сонячної системи.

=== Еволюція ===
З моменту утворення з первинної туманності більшість астероїдів зазнало значних змін, причиною яких були значне нагрівання протягом перших кількох мільйонів років після їх утворення, дифференциація надр у крупних [[планетозималь|планетозималях]] і дроблення останніх на окремі дрібніші фрагменти, плавлення поверхні в результаті ударів [[метеорит|мікрометеоритів]] і вплив процесів [[Космічне вивітрювання|космічного вивітрювання]], які відбувалися під дією [[Сонячна радіація|сонячної радіації]] протягом усієї історії Сонячної системи<ref>
{{cite web
 |title       = Asteroid Space Weathering and Regolith Evolution
 |author      = Clark, B. E.; Hapke, B.; Pieters, C.; and Britt, D.
 |work        = University of Arizona
 |year        = 2002
 |url         = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002aste.conf..585C
 |accessdate  = 2007-11-08
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3vTB7F?url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002aste.conf..585C
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref><ref>
{{cite web
 |title       = The Spectral and Physical Properties of Metal in Meteorite Assemblages: Implications for Asteroid Surface Materials
 |author      = Gaffey, Michael J.
 |year        = 1996
 |url         = http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Icar...66..468G
 |accessdate  = 2007-11-08
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3vviKl?url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986Icar...66..468G
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref><ref>
{{cite web
 |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
 |year        = 2000
 |accessdate  = 2007-11-08
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3wN17B?url=http://www.ingentaconnect.com/content/els/00320633/2000/00000048/00000010/art00054
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref><ref>
{{cite web
 |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.; Duke, C. A.; Loeffler, M.; McFadden, L. A.; and Sheffield, J.
 |year        = 2003
 |url         = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003EAEJA.....7709B
 |accessdate  = 2007-11-08
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3xBED5?url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003EAEJA.....7709B
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>. Незважаючи на це, багато вчених продовжують вважати їх залишками планетозималей і сподіваються знайти в них первинну речовину, з якої складалася газопилова хмара і яка могла зберегтися всередині астероїдів<ref>{{cite web
 |title       = From Dust to Planetesimals: Workshop at Ringberg Castle Germany
 |year        = 2006
 |url         = http://www.mpia-hd.mpg.de/homes/fdtp/talks/index.html
 |accessdate  = 2007-11-08
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3xcFJQ?url=http://www.mpia-hd.mpg.de/homes/fdtp/talks/index.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}</ref>, інші вважають, що з моменту утворення астероїди зазнали занадто серйозних змін<ref>
{{cite web
 |title       = Asteroid 433 Eros and partially differentiated planetesimals: bulk depletion versus surface depletion of sulfur
 |author      = Kracher, A.
 |work        = Ames Laboratory
 |year        = 2005
 |url         = http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/03788/EGU05-J-03788.pdf
 |format      = PDF
 |accessdate  = 2007-11-08
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3y5VFQ?url=http://www.cosis.net/abstracts/EGU05/03788/EGU05-J-03788.pdf
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

При цьому область газопилової хмари, з якої утворилися астероїди, внаслідок свого доволі специфічного розташування, виявилася вельми неоднорідною за складом, в залежності від відстані до Сонця: з віддаленням від Сонця (в області від 2,0 до {{nobr|3,5 а. о.}}) відносний вміст в ній найпростіших силікатних сполук різко зменшувався, а вміст легких летких сполук, зокрема, води, навпаки, зростав. При цьому багато батьківських тіл сучасних астероїдів перебували в частково або повністю розплавленому стані. Принаймні ті з них, які містити високий відсоток силікатних сполук і перебували ближче до Сонця, вже були розігрітими і зазнали гравітаційної диференціації надр (розшарування речовини на більш щільну і менше щільну), а деякі з них і взагалі могли пережити періоди активного вулканізму та сформувати океани магми на поверхні, подібні до морів на Місяці. Джерелом розігріву могли бути або розпад радіоактивних ізотопів, або дія [[Індукційний струм|індукційних струмів]], наведених в речовині цих тіл потужними потоками заряджених частинок з молодого та активного Сонця.

Батьківськими тілами астероїдів (протоастероїдами), які з якихось причин збереглися до наших днів, є такі найбільші астероїди, як [[Церера (карликова планета)|Церера]] і [[4 Веста]]. В процесі гравітаційної диференціації протоастероїдів, які зазнали нагрівання, достатнього для плавлення їхньої силікатної речовини, в них виділилися металічні ядра і легші силікатні оболонки, а в деяких випадках (наприклад, у Вести) навіть базальтова кора, як у планет земної групи. Однак, оскільки речовина в зоні астероїдів містила значну кількість летких сполук, її середня температура плавлення була відносно низькою. Як було показано з допомогою математичного моделювання і чисельних розрахунків, для такої силікатної речовини вона могла бути в діапазоні {{nobr|500—}}{{nobr|1000 °C}}. Настільки низька температура в поєднанні з невеликими розмірами астероїдів забезпечила швидке остигання протоастероїдів, в результаті, згідно з розрахунками, період розплавлення цих тіл міг тривати не більше, ніж декілька мільйонів років<ref>{{cite journal
   | author=Taylor, G. J.; Keil, K.; McCoy, T.; Haack, H.; and Scott, E. R. D.
   | title=Asteroid differentiation&nbsp;— Pyroclastic volcanism to magma oceans
   | journal=Meteoritics
   | year=1993
   | volume=28
   | issue=1
   | pages=34—52
   | bibcode=1993Metic..28...34T}}</ref>.
Вивчення кристалів цирконію, знайдених у серпні 2007 року в антарктичних метеоритах, які, ймовірно, походять з Вести, підтверджує, що її речовина перебувала в розплавленому стані зовсім недовго за геологічними мірками<ref>{{cite web
 |title       = U of T researchers discover clues to early solar system
 |author      = Kelly, Karen.
 |year        = 2007
 |work        = University of Toronto
 |url         = http://webapps.utsc.utoronto.ca/ose/story.php?id=665
 |accessdate  = 2010-07-12
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3yZ7Hf?url=http://webapps.utsc.utoronto.ca/ose/story.php?id=665
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}</ref>.

Міграція Юпітера у внутрішню частину Сонячної системи, яка почалася майже одночасно з цими процесами і, як наслідок, орбітальні резонанси, які пройшлись по поясу астероїдів, призвели до того, що тільки що сформовані протоастероїди, які пройшли диференціацію надр, почали сходити з орбіт і зіштовхуватися між собою. При відносних швидкостях близько декількох кілометрів за секунду зіткнення тіл, які складалися з кількох силікатних оболонок з різною механічною міцністю (чим більше в твердій речовині міститься металів, тим вона міцніша), призводили до «здирання» і дроблення до дрібних фрагментів, у першу чергу, найменш міцних зовнішніх силікатних оболонок, що призвело до появи великої кількості нових астероїдів, але значно менших розмірів.

Однак надовго ці фрагменти, як, зрештою, і більші тіла, в головному поясі не затримувалися, а були розсіяні і, здебільшого, викинуті за межі головного поясу. Основним механізмом подібного розсіювання міг бути [[орбітальний резонанс]] із Юпітером. Резонанси 4:1 і 2:1 на відстанях 2,06 і 3,27&nbsp;а.&nbsp;о. можна вважати, відповідно, внутрішньою і зовнішньою границями головного поясу, за межами яких кількість астероїдів різко падає.
Орбіти астероїдів, які потрапляють в область резонансу, стають вкрай нестабільними, тому астероїди в достатньо короткий термін викидаються з цих орбіт і переходять на стабільніші або взагалі покидають Сонячну систему. Більшість астероїдів, які потрапили на ці орбіти, були розсіяні або Марсом, або Юпітером<ref>
{{cite web
 |author      = Alfvén, H.; and Arrhenius, G.
 |year        = 1976
 |url         = http://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm
 |title       = The Small Bodies
 |work        = SP-345 Evolution of the Solar System
 |publisher   = NASA
 |accessdate  = 2007-04-12
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3zEHKB?url=http://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.
Астероїди {{нп|Сім'я Угорщини|сім'ї Угорщини||Hungaria asteroid}}, які розташовуються всередині резонансу 4:1, і {{нп|Сім'я Кібели|сім'ї Кібели||Cybele asteroid}} на зовнішній границі поясу захищені від розсіювання високим нахилом орбіти<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1990JRASC..84..123S The Hungaria group of minor planets]</ref>.

Однак, як показує чисельне моделювання зіткнень силікатних тіл астероїдних розмірів, багато з існуючих сьогодні астероїдів після взаємних зіткнень могли реакумулювати, тобто об'єднатися з фрагментів, які залишилися, і тим самим бути не монолітними тілами, а рухомими [[Купа щебеню|купами щебеню]].

Подібні зіткнення також могли призвести до утворення у ряду астероїдів гравітаційно пов'язаних з ними невеликих супутників. Ця гіпотеза, хоча і викликала гарячі дискусії серед вчених в минулому, була підтверджена, зокрема, спостереженнями за специфічною зміною блиску астероїдів, а потім і напряму, на прикладі астероїда [[243 Іда]]. З допомогою космічного апарату «Галілео» [[28 серпня]] [[1993]] року вдалося отримати зображення цього астероїда разом з його супутником (який пізніше назвали [[Дактиль|Дактилем]]). Розмір Іди {{nobr|58 × 23 км}}, Дактиля&nbsp;— 1,5&nbsp;км, відстань між ними 85&nbsp;км.

Коли міграція Юпітера припинилася і орбіти астероїдів стабілізувалися, кількість зіткнень між астероїдами різко зменшилася, в результаті протягом більшої частини історії головного поясу розподіл розмірів астероїдів в ньому залишався відносно стабільним<ref>
{{cite web
 |first       = Lori.
 |last        = Stiles
 |title       = Asteroids Caused the Early Inner Solar System Cataclysm
 |publisher   = University of Arizona News
 |date        = September 15, 2005
 |url         = http://uanews.org/cgi-bin/WebObjects/UANews.woa/7/wa/SRStoryDetails?ArticleID=11692
 |accessdate  = 2007-04-18
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v3zyFZQ?url=http://uanews.org/?ArticleID=11692
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

Цікаво, що коли пояс астероїдів лише почав формуватися, на відстані {{nobr|2,7 а. о.}} від Сонця утворилася так звана «снігова лінія», де максимальна температура на поверхні астероїда не перевищувала температуру танення льоду. В результаті на астероїдах, які формувалися за межами цієї лінії, змогла конденсуватися вода у вигляді льоду, що призвело до появи астероїдів з високим вмістом льоду на поверхні<ref>{{cite journal
   | author=Lecar, M.; Podolak, M.; Sasselov, D.; and Chiang, E.
   | title=Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission
   | journal=The Astrophysical Journal
   | year=2006
   | volume=640
   | issue=2
   | pages=1115—1118
   | bibcode=1984ApJ...278L..19L
   | doi=10.1086/500287
}}</ref><ref>
{{cite web
 |first       = Phil.
 |last        = Berardelli
 |title       = Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water
 |publisher   = Space Daily
 |date        = Mar 23, 2006
 |url         = http://www.spacedaily.com/reports/Main_Belt_Comets_May_Have_Been_Source_Of_Earths_Water.html
 |accessdate  = 2007-10-27
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v40fqPB?url=http://www.spacedaily.com/reports/Main_Belt_Comets_May_Have_Been_Source_Of_Earths_Water.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

Одним з різновидів таких астероїдів стали [[Комета головного пояса|комети головного поясу]], про відкриття яких було оголошено в 2006 році. Вони розташовуються у зовнішній частині головного поясу за межами снігової лінії. Цілком можливо, що саме ці астероїди могли бути джерелом води в земних океанах, потрапивши на Землю під час кометного бомбардування, оскільки ізотопний склад речовини комет із хмари Оорта не відповідає розподілу ізотопів у воді земної гідросфери<ref>
{{cite web
 |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
 |accessdate  = 2007-04-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v41NLGA?url=http://www.planetary.org/blog/article/00000551/
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

== Орбіти й обертання ==
[[Файл:Main belt e vs a.png|thumb|300px|right|Діаграма розподілу астероїдів в залежності від ексцентриситету і великої півосі (центр поясу показаний червоним, периферія&nbsp;— синім)]]

Астероїди рухаються по орбітах навколо Сонця в тому ж напрямку, що і планети. Залежно від величини великої півосі, їх період обертання коливається від 3,5 до 6 років. Більшість астероїдів, як видно з діаграми справа, рухається по орбітах з ексцентриситетом не більше 0,4, але існує чимало астероїдів, які рухаються по сильно витягнутих орбітах з ексцентриситетом до 0,6, наприклад, як у астероїда [[944 Гідальго]] і вище.
Нахил орбіти типового астероїда не перевищує 30°, хоча тут також є свої рекордсмени: астероїд [[945 Барселона]], нахил орбіти якого становить 32,8°. Для основної маси астероїдів середнє значення нахилу орбіти становить не більше 4° і ексцентриситету близько 0,07<ref name="mpc">
{{cite web
 |last        = Williams
 |first       = Gareth
 |url         = http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/MPDistribution.html
 |title       = Distribution of the Minor Planets
 |publisher   = Minor Planets Center
 |accessdate  = 2010-10-27
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v45ptCR?url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/lists/MPDistribution.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

Область простору, яка розташовується між двома орбітальними резонансами 4:1 і 2:1, що відповідає орбітальним відстаням 2,06 і {{nobr|3,27 а. о.}}, іноді називається ядром поясу астероїдів і містить до 93,4&nbsp;% усіх нумерованих астероїдів. Вона включає в себе астероїди з ексцентриситетом не більше 0,33 і нахилом менше 20°, великі півосі яких лежать у вказаних вище межах<ref name="basedon1">
This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the {{cite web
 |last        = 
 |first       = 
 |url         = http://www.minorplanetcenter.org/iau/MPCORB.html
 |title       = Minor Planet Center orbit database
 |publisher   = Minor Planets Center
 |accessdate  = 2010-10-27
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v46KvtF?url=http://www.minorplanetcenter.org/iau/MPCORB.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

Поверхня більшості астероїдів діаметром понад 100&nbsp;м, ймовірно, покрита товстим шаром роздробленої породи і пилу, які утворилися при падінні метеоритів чи зібрані в процесі руху по орбіті<ref>
{{cite web
 |last        = Rossi
 |first       = Alessandro
 |date        = 2004-05-20
 |url         = http://spaceguard.iasf-roma.inaf.it/tumblingstone/issues/current/eng/ast-day.htm
 |title       = The mysteries of the asteroid rotation day
 |publisher   = The Spaceguard Foundation
 |accessdate  = 2007-04-09
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v46noQY?url=http://spaceguard.iasf-roma.inaf.it/tumblingstone/issues/current/eng/ast-day.htm
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}
</ref>.
Вимірювання періодів обертання астероїдів навколо власної осі показали, що існує верхня межа швидкостей обертання для відносно великих астероїдів діаметром понад 100&nbsp;м, яка становить 2,2 години. В астероїдах, які обертаються швидше, сили інерції, що виникають в результаті обертання, починають перевищувати [[Прискорення вільного падіння|силу тяжіння]], через що ніщо не може утриматися на поверхні такого астероїда. Увесь пил і щебінь, які утворюються на його поверхні при падінні метеоритів, одразу ж викидаються в навколишній простір. Однак астероїд, який є твердим суцільним тілом, а не просто «[[Купа щебеню|купою каміння]]», через існування сил зчеплення, які діють всередині нього, в принципі, може обертатися і з більшою швидкістю.

=== Вплив ефекту Ярковського ===
{{main|Ефект Ярковського}}
[[Файл:YarkovskyEffect.svg|thumb|300px|Ефект Ярковського:<br/>'''1.''' [[Теплове випромінювання]] астероїда<br/>'''2.''' Обертання астероїда<br/>'''2.1''' Поверхня, освітлювана вдень<br/>'''3.''' Орбіта астероїда<br/>'''4.''' [[Теплове випромінювання]] [[Сонце|Сонця]]]]
Хоча орбітальні резонанси з Юпітером є найпотужнішим і найефективнішим способом зміни орбіт астероїдів, існують і інші механізми зміщення астероїдів з їхніх початкових орбіт. Одним з таких механізмів є ''[[ефект Ярковського]]''.

Він був передбачений російським вченим XIX століття {{нп|Ярковський Іван Осипович|І.&nbsp;О.&nbsp;Ярковським|ru|Ярковский, Иван Осипович}} і полягає в можливості зміни орбіти тіла в космічному просторі під дією тиску сонячного світла. Він висловив припущення, що сонячне світло здатне нести невеликий [[Імпульс (механіка)|імпульс]], який передається космічному тілу при поглинанні ним світла. А нерівномірність теплового випромінювання нагрітої і охолодженої сторін призводить до створення слабкого реактивного імпульсу, значення якого достатньо для повільної зміни великої півосі орбіт невеликих маломасивних астероїдів<ref>{{cite web
 |author      = {{нп|Сурдін Володимир Георгійович|Сурдин&nbsp;В.&nbsp;Г.|ru|Сурдин, Владимир Георгиевич}}
 |date        = 2004-05-20
 |url         = http://starcontact.net/?p=301%20StarContact:
 |title       = Эффект инженера Ярковского
 |publisher   = StarContact
 |accessdate  = 2007-04-09
 |lang        = ru
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v47OAX1?url=http://starcontact.net/?p=301%20StarContact%3A
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}</ref>.

При цьому прямі сонячні промені не здатні змінити орбіту астероїда, оскільки вони діють по тій же осі, що і гравітаційне притягання Сонця. Ключова ідея полягає в тому, що астероїд має різний розподіл температур на поверхні, а отже і різну інтенсивність інфрачервоного випромінювання. Чим сильніше нагріте тіло (вечірня сторона тіла), тим більше тепла випромінює поверхня і тим сильнішим є створюваний реактивний імпульс, з іншого боку, чим холодніша поверхня (ранкова сторона тіла), тим менша інтенсивність інфрачервоного випромінювання і тим слабший створюваний реактивний імпульс.
Саме в цьому і полягає механізм зміни орбіти: з нагрітої сторони на тіло діє великий реактивний імпульс, а імпульс з холодної сторони занадто малий, щоб його скомпенсувати, за рахунок цього, в залежності від напрямку обертання астероїда, відбувається сповільнення чи прискорення його руху по орбіті, а зміна швидкості викликає віддалення чи наближення тіла до Сонця<ref>
{{cite web
 |author      = {{нп|Сурдін Володимир Георгійович|Сурдин&nbsp;В.&nbsp;Г.|ru|Сурдин, Владимир Георгиевич}}
 |first       = В.&nbsp;Г.
 |url         = http://vivovoco.astronet.ru/VV/JOURNAL/NATURE/11_04/EFFECT.HTM
 |title       = Природа: Эффект инженера Ярковского
 |publisher   = Природа
 |accessdate  = 2007-04-09
 |lang        = ru
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v48BwqD?url=http://vivovoco.rsl.ru/VV/JOURNAL/NATURE/11_04/EFFECT.HTM
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

<!--{{main|YORP-ефект}}-->
: <div class="noprint">'' Докладніше: [[YORP-ефект]]''</div>
<!--[[Файл:YOPR-эффект (схема 2).png|300px|thumb|Схема дії YORP-ефекту на астероїд асиметричної форми]]-->
Однак дія даного ефекту не обмежується лише зміною орбіти. З врахуванням впливу деяких нових параметрів, таких як [[альбедо]] і форма астероїда, цей ефект також може викликати зміну швидкості обертання астероїда не лише по орбіті, але й навколо власної осі, а також впливати на кут її нахилу і прецесії. Цей уточнений варіант ефекту Ярковського отримав назву ''[[YORP-ефект]]'', яка є абревіатурою перших літер прізвищ вчених, які здійснили найбільший внесок у вивчення даного явища. Головною умовою прояву цього ефекту є неправильна форма тіла. Через це при інфрачервоному випромінюванні з тієї частини астероїда, яка найбільш віддалена від його центра мас, під дією реактивного імпульсу виникає крутильний момент, який викликає зміну кутової швидкості обертання астероїда<ref>
{{cite web
 |url         = http://www.membrana.ru/particle/634
 |title       = YORP-раскрутка: солнечные лучи вертят реактивные астероиды
 |work        = Мембрана
 |lang        = ru
 |accessdate  = 2011-10-29
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v491gpR?url=http://www.membrana.ru/particle/634
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}
</ref>.

=== Проміжки Кірквуда ===
{{main|Люки Кірквуда}}
[[Файл:Kirkwood Gaps.svg|300px|thumb|Цей графік показує розподіл астероїдів у центральній частині головного поясу в залежності від [[Велика піввісь|великої півосі]] орбіти. Чорні стрілки вказують на проміжки Кірквуда, де орбітальний резонанс з Юпітером дестабілізує орбіти астероїдів]]

Величина [[Велика піввісь|великої півосі]] астероїда використовується для опису величини його орбіти навколо Сонця і, поряд з ексцентриситетом, визначає орбітальний період астероїда. В [[1866]] році американський астроном [[Деніел Кірквуд]] висловив припущення про існування в поясі астероїдів порожніх областей, де вони майже повністю відсутні. Період обертання астероїдів у цих областях, які отримали назву ''«проміжків Кірквуда»'', перебуває в простому цілочисельному співвідношенні з орбітальним періодом Юпітера, що призводить до регулярних зближень астероїдів з планетою-гігантом, викликаючи явище [[Орбітальний резонанс|орбітального резонансу]].
При цьому гравітаційний вплив Юпітера викликає дестабілізацію орбіт астероїдів, що виражається у збільшенні ексцентриситету і, як наслідок, втраті стійкості орбіти та, зрештою, призводить до викидання астероїдів з області резонансу<ref>{{cite journal
   | last = Fernie
   | first = J. Donald
   | title=The American Kepler
   | journal=The Americal Scientist
   | year=1999
   | volume=87
   | issue=5
   | pages=398
   | url=http://www.americanscientist.org/issues/pub/1999/9/the-american-kepler/2
   | accessdate=2007-02-04}}</ref>. Ті ж астероїди, які все ж обертаються в цих областях, або з самого початку перебували там («троянці»)<ref>{{cite journal
   | author=Liou, Jer-Chyi; and Malhotra, Renu
   | title=Depletion of the Outer Asteroid Belt
   | journal=Science
   | year=1997
   | volume=275
   | issue=5298
   | pages=375—377
   | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/275/5298/375
   | accessdate=2007-08-01
   | doi = 10.1126/science.275.5298.375
   | pmid=8994031
}}</ref>, або були викинуті туди в результаті взаємних зіткнень.

Орбітальні резонанси бувають ''слабкими'' (9:2, 10:3, 11:6 та інші), коли зближення з Юпітером хоч і регулярні, але відбуваються не занадто часто,&nbsp;— в таких областях астероїдів хоча і помітно менше, але вони все ж зустрічаються<ref name="iau160">{{cite conference
   | first = S.
   | last = Ferraz-Mello
   | title = Kirkwood Gaps and Resonant Groups
   | booktitle = proceedings of the 160th International Astronomical Union
   | pages = 175—188
   | publisher = Kluwer Academic Publishers
   | date = June 14—18, 1993
   | location = Belgirate, Italy
   | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1994IAUS..160..175F
   | accessdate = 2007-03-28}}</ref>,&nbsp;— і ''сильними'' (4:1, 3:1, 5:2, 2:1), коли зближення з Юпітером відбуваються дуже часто, раз у декілька років,&nbsp;— там астероїди вже практично відсутні. Увесь пояс астероїдів іноді умовно поділяють на три зони.
* '''«Зона I»''' (внутрішня)&nbsp;— розташовується на відстані від 2,06 до 2,5&nbsp;а.&nbsp;о. і обмежена орбітальними резонансами 4:1 і 3:1
* '''«Зона II»''' (середня)&nbsp;— розташовується на відстані від 2,5 до 2,82&nbsp;а.&nbsp;о. і обмежена орбітальними резонансами 3:1 і 5:2
* '''«Зона III»''' (зовнішня)&nbsp;— розташовується на відстані від 2,82 до 3,27&nbsp;а.&nbsp;о. і обмежена орбітальними резонансами 5:2 і 2:1<ref>{{cite journal
   | last=Klacka
   | first=Jozef
   | title=Mass distribution in the asteroid belt
   | journal=Earth, Moon, and Planets
   | year=1992
   | volume=56
   | issue=1
   | pages=47—52
   | bibcode=1992EM&P...56...47K
   | doi=10.1007/BF00054599}}</ref>.

Головний пояс часто також поділяють на дві частини: ''внутрішню'' і ''зовнішню''. До внутрішньої частини поясу відносяться астероїди, які розташовуються ближче до орбіти [[Марс (планета)|Марса]] до орбітального резонансу 3:1 на відстані 2,5&nbsp;а.&nbsp;о., і до зовнішньої&nbsp;— астероїди, які розташовуються ближче до [[Юпітер (планета)|Юпітера]], уже після цієї границі (деякі автори, втім, проводять її на відстані 3,3&nbsp;а.&nbsp;о., що відповідає орбітальному резонансу 2:1).

На відміну від проміжків у [[Кільця Сатурна|кільцях Сатурна]], проміжки в поясі астероїдів не можна візуально побачити при фотографуванні області резонансу, оскільки всі астероїди рухаються по еліптичних орбітах і час від часу перетинають резонансні орбіти. Тому фактично просторова щільність астероїдів у даних областях в будь-який момент часу не сильно відрізняється від сусідніх регіонів<ref name="mnras244" />.

Оскільки при формуванні Сонячної системи орбіта Юпітера, як і орбіти інших планет, зазнавала значних змін, а разом з планетою переміщувалися і самі області орбітальних резонансів (проміжки Кірквуда), це може пояснити, чому деякі великі астероїди все ж перебувають в області резонансів.

== Сім'ї та групи астероїдів ==
{{main|Сім'я астероїдів}}
[[Файл:Asteroid proper elements i vs e.png|right|thumb|300px|На цій діаграмі залежності нахилу ({{math|''i<sub>p</sub>''}}) орбіти від ексцентриситету ({{math|''e<sub>p</sub>''}}) серед астероїдів головного поясу добре видно декілька великих астероїдних скупчень]]

Сім'ї астероїдів були виявлені у [[1918]] році японським астрономом [[Хіраяма Кійоцуґу|Кійоцуґу Хіраяма]], який виконав порівняльний аналіз орбіт доволі великої кількості астероїдів і першим помітив, що ці параметри подібні у деяких із них<ref>{{cite web
 |first       = David W.
 |last        = Hughes
 |url         = http://www.open2.net/sciencetechnologynature/planetsbeyond/asteroids/finding.html
 |title       = Finding Asteroids In Space
 |publisher   = BBC
 |accessdate  = 2007-04-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4CaWpc?url=http://www.open.edu/openlearn/science-maths-technology/science/physics-and-astronomy/astronomy/finding-asteroids-space
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}</ref>.

Наразі відомо, що майже кожен третій астероїд входить до складу якої-небудь сім'ї. Ознакою належності астероїдів до одної сім'ї є приблизно однакові орбітальні параметри, такі як велика піввісь, ексцентриситет і нахил орбіти, а також аналогічні спектральні особливості. Останні вказують на спільність походження астероїдів сім'ї, які утворилися в результаті розпаду більшого тіла. Побудова діаграми залежності нахилів орбіт астероїдів від їх ексцентриситету дозволяє наочно виділити групи астероїдів, які вказують на існування сім'ї.

Виявлено вже декілька десятків астероїдних сімей. Більшість із них невеликі як за розмірами астероїдів, так і за їх кількістю, але є і дуже великі сім'ї. Останнім часом було виявлено ще кілька десятків скупчень астероїдів, але їхній статус поки точно не визначений. Він може бути остаточно підтверджений лише у випадку спільності спектральних характеристик астероїдів<ref>{{cite conference
   | first=Anne
   | last=Lemaitre
   | title=Asteroid family classification from very large catalogues
   | booktitle=Proceedings Dynamics of Populations of Planetary Systems
   | pages=135—144
   | publisher=Cambridge University Press
   | date=31 August — 4 September, 2004
   | location=Belgrade, Serbia and Montenegro
   | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005dpps.conf..135L
   | accessdate=2007-04-15}}</ref>. Менші асоціації астероїдів називаються групами або кластерами.

Ось декілька найбільших сімей астероїдів, наведених в порядку зростання їхніх великих півосей: {{нп|сім'я Флори||ru|Семейство Флоры}}, {{нп|сім'я Евномії|||Eunomia family}}, [[сім'я Короніди]], {{нп|сім'я Еос||ru|Семейство Эос}} і {{нп|сім'я Феміди|||Themis family}}.<ref name="lang2003" /> Сім'я Флори є однією з найбільш численних, в неї входить понад 800 астероїдів, можливо, вона сформувалося в результаті зіткнення двох великих астероїдів близько мільярда років тому<ref>
{{cite web
 |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
 |accessdate  = 2007-04-02
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4E6Ig1?url=http://www.psrd.hawaii.edu/Mar04/fossilMeteorites.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.
Основну масу сімей складають невеликі астероїди, але є серед них і дуже великі. Найбільшим астероїдом, який є частиною сім'ї, є астероїд [[4 Веста]], який очолює [[Сім'я Вести|однойменну сім'ю]]. Вважається, що вона утворилася при падінні на Весту в районі її південного полюса великого метеорита, який вибив з неї велику кількість фрагментів, що стали сім'єю. Частина з них впала на Землю у вигляді [[HED-метеорити|HED-метеоритів]]<ref>{{cite journal
   | doi=10.1111/j.1945-5100.2001.tb01892.x
   | last=Drake
   | first=Michael J.
   | title=The eucrite/Vesta story
   | journal=Meteoritics & Planetary Science
   | year=2001
   | volume=36
   | issue=4
   | pages=501—513
   | bibcode=2001M&PS...36..501D}}</ref>.

Крім цього, у головному поясі були виявлені три смуги пилу, які, судячи з орбітальних параметрів, можуть бути приурочені до трьох сімей астероїдів: Еос, Короніди і Феміди<ref>{{cite journal
   | author=Love, S. G.; and Brownlee, D. E.
   | title=The [[IRAS]] dust band contribution to the interplanetary dust complex — Evidence seen at 60 and 100 microns
   | journal=Astronomical Journal
   | year=1992
   | volume=104
   | issue=6
   | pages=2236—2242
   | bibcode=1992AJ....104.2236L
   | doi = 10.1086/116399
}}</ref>.

=== Сім'ї на границях головного поясу ===
Ще однією цікавою сім'єю астероїдів є {{нп|сім'я Угорщини|||Hungaria asteroid}}, яка розташована поблизу внутрішньої границі головного поясу (між 1,78 і {{nobr|2,0 а. о.}}, із середніми значеннями великих півосей {{nobr|1,9 а. о.}}). Ця невелика сім'я з 52 астероїдів названа в честь найбільшого представника&nbsp;— астероїда [[434 Угорщина]]. Астероїди сім'ї Угорщини відділені від основної маси астероїдів головного поясу проміжком Кірквуда, який відповідає одному з чотирьох сильних орбітальних резонансів 4:1, і мають значні нахили орбіт. Причому через відносно високий ексцентриситет деякі з її членів у процесі руху навколо Сонця {{нп|Список астероїдів, які перетинають орбіту Марса|перетинають орбіту Марса||List of Mars-crossing minor planets}} і, як наслідок, зазнають сильного гравітаційного впливу з його боку, що, ймовірно, є фактором, який знижує чисельність даної сім'ї<ref>{{cite journal
   | last=Spratt
   | first=Christopher E.
   | title=The Hungaria group of minor planets
   | journal=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada
   | year=1990
   | volume=84
   | issue=2
   | pages=123—131
   | bibcode=1990JRASC..84..123S}}</ref>.

Іншою групою астероїдів у внутрішній частині головного поясу, члени якої мають великий нахил орбіти, є {{нп|сім'я Фокеї|||Phocaea family}}. Переважна більшість її представників належать до світлого спектрального класу S, в той час як більшість астероїдів сім'ї Угорщини належать до [[Астероїд класу E|класу E]]<ref>{{cite journal
   | author=Carvano, J. M.; Lazzaro, D.; Mothé-Diniz, T.; Angeli, C. A.; and Florczak, M.
   | title=Spectroscopic Survey of the Hungaria and Phocaea Dynamical Groups
   | journal=Icarus
   | year=2001
   | volume=149
   | issue=1
   | pages=173—189
   | bibcode=2001Icar..149..173C
   | doi = 10.1006/icar.2000.6512
}}</ref>. Орбіти астероїдів сім'ї Фокеї розташовані в проміжку між 2,25 і {{nobr|2,5 а. о.}} від Сонця.

До зовнішньої границі головного поясу також належать декілька сімей астероїдів. Серед них виділяють {{нп|сім'я Кібели|сім'ю Кібели||Cybele asteroid}}, яка розташована в проміжку між 3,3 і {{nobr|3,5 а. о.}} від Сонця і в слабкому орбітальному резонансі з Юпітером 7:4, а також {{нп|сім'я Гільди|сім'ю Гільди||Hilda asteroid}} на орбітах між 3,5 і {{nobr|4,2 а. о.}}, яка перебуває в орбітальному резонансі з Юпітером 3:2. За межами відстані в {{nobr|4,2 а. о.}} і аж до орбіти Юпітера також зустрічаються астероїди, але значно рідше, ніж в самому поясі.
Натомість на самій орбіті Юпітера розташовуються дві дуже великі групи астероїдів, які отримали назву [[Троянські астероїди Юпітера|троянських]], які приурочені до двох точок Лагранжа [[Точки Лагранжа#Троянські точки|L4 і L5]]. Втім, троянські астероїди існують не лише в Юпітера, але й у більшості інших зовнішніх планет<ref>
{{cite web
 |url         = http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/trojan.html
 |title       = The Trojan Page
 |publisher   = 
 |accessdate  = 2007-04-02
 |lang        = en
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4FvrPZ?url=http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/trojan.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

=== Молоді сім'ї ===
Деякі з існуючих на сьогодні сімей утворилися в астрономічному масштабі зовсім недавно. Яскравим прикладом є {{нп|сім'я Каріни||ru|Семейство Карины}}, яка сформувалася порівняно недавно, 5,7&nbsp;млн років тому, в результаті катастрофічного зіткнення двох тіл діаметром 30 і 5&nbsp;км<ref>
{{cite web
 |title       = SwRI researchers identify asteroid breakup event in the main asteroid belt
 |publisher   = SpaceRef.com
 |date        = June 12, 2002
 |url         = http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=8627
 |accessdate  = 2007-04-15
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4GSqTm?url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=8627
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.
Інша молода група астероїдів, {{нп|сім'я Верітас||ru|Семейство Веритас}}, утворилася 8,3&nbsp;млн років тому, також в результаті зіткнення; вона включає в себе 62 астероїди, а також пиловий шлейф на орбіті<ref>
{{cite web
 |first       = Maggie.
 |last        = McKee
 |title       = Eon of dust storms traced to asteroid smash
 |publisher   = New Scientist Space
 |date        = 18 January 2006
 |url         = http://space.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/dn8603
 |accessdate  = 2007-04-15
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4IUkM8?url=http://www.newscientist.com/article/dn8603
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}
</ref><ref name="Nesvorný2006">{{cite journal
   | author=Nesvorný, D.; Vokrouhlick, D.; and Bottke, W. F.
   | title=The Breakup of a Main-Belt Asteroid 450 Thousand Years Ago
   | journal=Science
   | year=2006
   | volume=312
   | issue=5779
   | pages=1490
   | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/312/5779/1490
   | accessdate=2007-04-15
   | doi = 10.1126/science.1126175
   | pmid=16763141
   | bibcode = 2006Sci...312.1490N}}</ref><ref name="Nesvorný2003">{{cite journal
   | author=Nesvorný, D.; Bottke, W. F.; Levison, H. F.; and Dones, L.
   | title=Recent Origin of the Solar System Dust Bands
   | journal=The Astrophysical Journal
   | year=2003
   | volume=591
   | issue=1
   | pages=486—497
   | url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/591/1/486/pdf/0004-637X_591_1_486.pdf
   | accessdate=2007-04-15
   | doi = 10.1086/374807
   | bibcode=2003ApJ...591..486N
}}</ref>.

Ще молодшим є кластер [[1270 Датура|Датури]], який утворився в результаті зіткнення двох невеликих астероїдів близько 450 тис. років тому, згідно з даними орбіт членів кластера. Ще одним молодим кластером, дещо старшим від попереднього, є кластер астероїда [[4652 Янніні]], який, ймовірно, утворився від 1 до 5&nbsp;млн років тому<ref name="Nesvorný2006"/><ref name="Nesvorný2003"/>.

== Зіткнення ==
Відносно висока концентрація тіл у головному поясі створює середовище, в якому дуже часто за астрономічними мірками відбуваються зіткнення між астероїдами. Так, зіткнення між великими астероїдами радіусами близько 10&nbsp;км відбуваються раз у 10&nbsp;млн років<ref name="backman_report">
{{cite web
 |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
 |accessdate  = 2007-04-04
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4Ae2b9?url=http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/zodiac/backman/backman_toc.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}
</ref>.
При зіткненні великих астероїдів відбувається їх дроблення на окремі фрагменти, що може призвести до утворення нової [[Сім'я астероїдів|сім'ї астероїдів]] чи кластера. Утім, якщо астероїди зближуються на порівняно невеликих швидкостях, це може призвести не до дроблення астероїдів, а, навпаки, до їх об'єднання в одне велике тіло. Саме цей процес призвів до утворення планет 4&nbsp;млрд років тому. З того часу вплив цих двох процесів повністю змінив пояс астероїдів, і тепер він кардинально відрізняється від того, яким був тоді.

Можливі наслідки зіткнення в поясі астероїдів були виявлені з допомогою телескопа «[[Габбл (телескоп)|Габбл]]», дані якого показали наявність [[Кома (астрономія)|кометної активності]] у астероїда [[596 Шейла]] в період з 11 листопада по 3 грудня 2010 року. Вчені вважають, що даний астероїд зіткнувся з невідомим об'єктом діаметром порядку 35&nbsp;м, на швидкості близько {{nobr|5 км/с}}<ref name="Jewitt2011">{{cite journal
  |last=Jewitt 
  |first=David
  |coauthors=Weaver, H.; Mutcher, M.; Larson, S.; Agarwal, J.
  |title=Hubble Space Telescope Observations of Main Belt Comet (596) Scheila
  |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2011/JWM11.pdf
  |journal=ApJL
  |volume=733 
  |pages=L4 
  |year=2011
  |arxiv=1103.5456
  |doi=10.1088/2041-8205/733/1/L4
  |bibcode = 2011arXiv1103.5456J
}}</ref>.

=== Пил ===
[[Файл:zodiacal.jpg|thumb|200px|Дрібний пил у поясі астероїдів, який виник в результаті зіткнень астероїдів, створює явище, відоме як [[зодіакальне світло]]]]
Крім астероїдів, у поясі існують також шлейфи пилу, які складаються з мікрочастинок радіусом в декілька сотень мікрометрів, що утворилися в результаті зіткнень між астероїдами та їх бомбардування мікрометеоритами. Однак, у зв'язку з впливом [[Ефект Пойнтінга — Робертсона|ефекту Пойнтінга&nbsp;— Робертсона]], цей пил під дією сонячної радіації поступово по спіралі рухається до Сонця<ref name="apj392">{{cite journal
   | last = Reach
   | first = William T.
   | title=Zodiacal emission. III — Dust near the asteroid belt
   | journal=Astrophysical Journal
   | year=1992
   | volume=392
   | issue=1
   | pages=289—299
   | bibcode=1992ApJ...392..289R
   | doi = 10.1086/171428
}}</ref>.

Поєднання астероїдного пилу і пилу, що викидається кометами, дає явище [[Зодіакальне світло|зодіакального світла]]. Це слабке свічення простягається в площині екліптики у вигляді трикутника, і його можна побачити в екваторіальних районах невдовзі після заходу чи незадовго перед сходом Сонця. Розміри частинок, які його викликають, в середньому коливаються в районі 40&nbsp;мкм, а час їхнього існування не перевищує 700&nbsp;тис.&nbsp;років. Таким чином, наявність цих частинок свідчить про те, що процес їхнього утворення відбувається неперервно<ref name="apj392" />.

=== Метеорити ===
Уламки, які виникають при зіткненні астероїдів, можуть розлітатися по всій Сонячній системі, і деякі з них іноді зустрічаються з [[Земля|нашою планетою]] и падають на її поверхню у вигляді [[метеорит]]ів<ref>
{{cite web
 |last        = Kingsley
 |first       = Danny
 |date        = 2003-05-01
 |url         = http://abc.net.au/science/news/stories/s843594.htm
 |title       = Mysterious meteorite dust mismatch solved
 |publisher   = ABC Science
 |accessdate  = 2007-04-04
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/6Hyzpxye1?url=http://www.abc.net.au/science/news/stories/s843594.htm
 |archivedate = 2013-07-09
 |deadurl     = no
}}
</ref>.
Практично всі знайдені на поверхні Землі метеорити (99,8&nbsp;%), яких на сьогоднішній день налічується близько 30&nbsp;000, у свій час з'явилися в поясі астероїдів<ref>
{{cite web
 |title       = Meteors and Meteorites
 |publisher   = NASA
 |url         = http://www.nasa.gov/pdf/145945main_Meteors.Meteorites.Lithograph.pdf
 |accessdate  = 2010-07-12
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4B4GYw?url=http://www.nasa.gov/pdf/145945main_Meteors.Meteorites.Lithograph.pdf
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.
У вересні [[2007]] року були опубліковані результати чесько-американського дослідження, згідно з якими, в результаті зіткнення з астероїдом [[298 Баптистина]] іншого великого тіла у внутрішню частину Сонячної системи було викинуто значну кількість великих фрагментів, частина з яких могла мати серйозний вплив на систему Земля&nbsp;— Місяць. Зокрема, вважається, що саме вони можуть бути відповідальними за утворення кратера [[Тихо (кратер)|Тихо]] на поверхні Місяця і кратера [[Чиксулуб]] у [[Мексика|Мексиці]], утвореного при падінні метеорита, який, за деякими версіями, [[Крейдове вимирання|призвів до вимирання динозаврів 65&nbsp;млн років тому]]<ref>
{{cite web
 |title       = Breakup event in the main asteroid belt likely caused dinosaur extinction 65 million years ago
 |work        = Southwest Research Institute
 |year        = 2007
 |url         = http://www.physorg.com/news108218928.html
 |accessdate  = 2007-10-14
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4BjSAB?url=http://www.physorg.com/news108218928.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>. Однак, з цього питання в науковому середовищі немає єдиної думки&nbsp;— крім Баптистини, є й інші астероїди, уламки яких можуть бути винуватцями цієї катастрофи.

== Фізичні характеристики ==
[[Файл:Moon and Asteroids 1 to 10.svg|thumb|300px|Порівняльні розміри Місяця і 10 перших астероїдів, розташованих в порядку відкриття. 1&nbsp;— [[Церера (карликова планета)|Церера]], 2&nbsp;— [[2 Паллада|Паллада]], 3&nbsp;— [[3 Юнона|Юнона]], 4&nbsp;— [[4 Веста|Веста]], 5&nbsp;— [[5 Астрея|Астрея]], 6&nbsp;— [[6 Геба|Геба]], 7&nbsp;— [[7 Ірида|Ірида]], 8&nbsp;— [[8 Флора|Флора]], 9&nbsp;— [[9 Метіда|Метіда]], 10&nbsp;— [[10 Гігея|Гігея]].]]

Всупереч поширеній думці, відстань між об'єктами в поясі астероїдів велика. Незважаючи на те, що кількість відкритих на 2011 рік астероїдів перевищила 300&nbsp;000, а всього в поясі нараховується декілька мільйонів і більше (в залежності від того, де провести нижню межу розміру) об'єктів, об'єм простору, що займається поясом астероїдів, величезний, і, як наслідок, щільність об'єктів у поясі вельми мала.
Тому ймовірність не те що зіткнення, а просто випадкового незапланованого зближення, наприклад, космічного апарату з яким-небудь астероїдом зараз оцінюється менш ніж один до мільярда<ref>
{{cite web
 |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
 |accessdate  = 2007-04-14
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v41vkSb?url=http://www.spacedaily.com/reports/New_Horizons_Crosses_The_Asteroid_Belt.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

=== Розміри і маса ===

[[Астероїд]]ами вважаються тіла з діаметром понад 30&nbsp;м, тіла меншого розміру називають [[метеороїд]]ами<ref>{{книга
 |частина         = Рис. 1.1
 |назва      = Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра
 |відповідальний = Под ред. Шустова Б.&nbsp;М., Рыхловой Л.&nbsp;В.
 |місце         = М.
 |видавництво  = Физматлит
 |рік           = 2010
 |сторінок       = 384
 |isbn          = 978-5-9221-1241-3
}}</ref>.
Великих тіл у поясі астероїдів дуже мало, так, астероїдів з діаметром понад 100&nbsp;км нараховується близько 200<ref>
{{cite web
 |last        = Yeomans
 |first       = Donald K.
 |url         = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi
 |title       = JPL Small-Body Database Search Engine
 |publisher   = NASA JPL
 |accessdate  = 2007-04-26
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v42ogp1?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb_query.cgi
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>, ще відомо близько 1000 астероїдів з радіусом понад 15&nbsp;км, а дані досліджень в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному діапазону]] спектру дозволяє висловити припущення, що, крім них, у головному поясі існує ще від 700 тис. до 1,7&nbsp;млн астероїдів діаметром від 1&nbsp;км і більше<ref>{{cite journal
   | author=Tedesco, E. F.; and Desert, F.-X.
   | title=The Infrared Space Observatory Deep Asteroid Search
   | journal=The Astronomical Journal
   | year=2002
   | volume=123
   | issue=4
   | pages=2070—2082
   | bibcode=2002AJ....123.2070T
   | doi = 10.1086/339482}}</ref>. Зоряна величина астероїдів коливається від 11{{sup|m}} до 19{{sup|m}} і для більшості з них становить близько 16{{sup|m}}<ref name="mpc" />.

Загальна маса всіх астероїдів головного поясу приблизно дорівнює від 2,39{{e|21}} кг, що складає всього 3&nbsp;% від маси [[Місяць (супутник)|Місяця]] або 0,06&nbsp;% від маси [[Земля|Землі]]<ref name="Krasinskyetal2002">{{cite journal
   | first=G. A.
   | last= Krasinsky
   | coauthors=Pitjeva, E. V.; Vasilyev, M. V.; and Yagudina, E. I.
   | bibcode=2002Icar..158...98K
   | title=Hidden Mass in the Asteroid Belt
   | journal=Icarus
   | volume=158
   | issue=1
   | pages=98—105
   | month=July
   | year= 2002
   | doi=10.1006/icar.2002.6837}}</ref><ref name="Pitjeva2005">{{cite journal
   | last= Pitjeva
   | first=E. V.
   | title= High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants
   | journal= Solar System Research
   | year= 2005
   | volume= 39
   | issue= 3
   | pages= 176
   | url= http://iau-comm4.jpl.nasa.gov/EPM2004.pdf
   | format= [[PDF]]
   | doi= 10.1007/s11208-005-0033-2}}</ref>. Половина цієї маси припадає на 4 найбільших астероїда з першої десятки: [[Церера (карликова планета)|Цереру]], [[4 Веста|Весту]], [[2 Паллада|Палладу]] і [[10 Гігея|Гігею]], причому майже третина її припадає на Цереру<ref name="jplsbdb"/>.

=== Склад ===
{{main|Спектральна класифікація астероїдів}}
Переважна більшість об'єктів у головному поясі складають астероїди трьох основних класів: темні вуглецеві [[Астероїди типу C|астероїди класу C]], світлі силікатні [[Астероїди типу S|астероїди класу S]] і металічні [[Астероїди типу M|астероїди класу M]]. Існують астероїди й інших, більш специфічних класів, але їхня кількість в поясі дуже незначна.

[[Файл:(253) mathilde.jpg|thumb|230px|[[253 Матільда]], типовий вуглецевий [[Астероїди типу C|астероїд класу C]]]]

Вуглецеві [[Астероїди типу C|астероїди класу C]], названі так через великий вміст найпростіших вуглецевих сполук у їхньому складі, є найпоширенішими об'єктами у головному поясі, на них припадає 75&nbsp;% усіх астероїдів, особливо велика їхня концентрація характерна для зовнішніх областей поясу<ref name="ApJ133">{{cite journal
   | author=Wiegert, P.; Balam, D.; Moss, A.; Veillet, C.; Connors, M.; and Shelton, I.
   | title=Evidence for a Color Dependence in the Size Distribution of Main-Belt Asteroids
   | journal=The Astronomical Journal
   | year=2007
   | volume=133
   | issue=4
   | pages=1609—1614
   | url=http://astro.uwo.ca/~wiegert/papers/2007AJ.133.1609.pdf
   | accessdate=2008-09-06
   | doi = 10.1086/512128
   | format=abstract
}}</ref>.
Ці астероїди мають дещо червонуватий відтінок і дуже низьке [[альбедо]] (між 0,03 і 0,0938). Оскільки вони відбивають дуже мало сонячного світла, їх важко виявити. Цілком можливо, що в поясі астероїдів є ще немало відносно великих астероїдів, які належать до цього класу, але досі не виявлених через малу яскравість. Однак ці астероїди доволі сильно випромінюють в інфрачервоному діапазоні через наявність у їхньому складі води.
В цілому їхні спектри відповідають спектру речовини, з якої формувалася Сонячна система, за винятком летких елементів. За складом вони дуже близькі до вуглецевих хондритних метеоритів, які нерідко знаходять на Землі. Найбільшим представником цього класу є астероїд [[10 Гігея]].

[[Файл:433eros.jpg|thumb|230px|[[433 Ерос]], типовий [[Астероїди типу S|астероїд класу S]]]]
Другим за поширеністю спектральним класом серед астероїдів головного поясу є [[Астероїди типу S|клас S]], який об'єднує [[Природні силікати|силікатні]] астероїди внутрішньої частини поясу, які розташовуються до відстані {{nobr|2,5 а. о.}} від Сонця<ref name="ApJ133" /><ref>{{cite journal
   | last = Clark
   | first = B. E.
   | title=New News and the Competing Views of Asteroid Belt Geology
   | journal=Lunar and Planetary Science
   | year=1996
   | volume=27
   | pages=225—226
   | bibcode=1996LPI....27..225C}}</ref>.
[[Спектральний аналіз]] цих астероїдів виявив наявність у їхній поверхні різних силікатів і деяких металів (залізо і магній), але практично повну відсутність яких-небудь вуглецевих сполук. Це вказує на те, що породи за час існування цих астероїдів зазнали значних змін, можливо, у зв'язку з частковим плавленням та диференціацією. Вони мають доволі високе альбедо (між 0,10 і 0,2238) і складають 17&nbsp;% від усіх астероїдів. Астероїд [[3 Юнона]] є найбільшим представником цього класу.

[[Файл:216 Kleopatra.jpg|thumb|230px|[[216 Клеопатра]], типовий [[Астероїди типу M|астероїд класу M]]]]
Металічні [[Астероїди типу M|астероїди класу M]], багаті нікелем і залізом, складають 10&nbsp;% від усіх астероїдів поясу і мають помірно велике альбедо (між 0,1 і 0,1838). Вони розташовані переважно в центральних областях поясу на відстані {{nobr|2,7 а. о.}} від Сонця<ref name="lang2003">
{{cite web
 |last        = Lang
 |first       = Kenneth R.
 |year        = 2003
 |url         = http://ase.tufts.edu/cosmos/print_images.asp?id=15
 |title       = Asteroids and meteorites
 |publisher   = NASA's Cosmos
 |accessdate  = 2007-04-02
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v43G3VS?url=http://ase.tufts.edu/cosmos/print_images.asp?id=15
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref> і можуть бути фрагментами металічних ядер великих [[планетозималь|планетозималей]], типу Церери, які існували на початку формування Сонячної системи і зруйнованих при взаємних зіткненнях.
Однак у випадку з металічними астероїдами не все так просто. В ході досліджень виявлено декілька тіл, типу астероїда [[22 Калліопа]], спектр яких близький до спектра астероїдів класу M, але при цьому вони мають вкрай низьку для металічних астероїдів густину<ref>{{cite journal
    | author=Margot, J. L.; and Brown, M. E.
    | title=A Low-Density M-type Asteroid in the Main Belt
    | journal=Science
    | year=2003
    | volume=300
    | issue=5627
    | pages=1939—1942
    | bibcode=2003Sci...300.1939M
    | doi = 10.1126/science.1085844
    | pmid=12817147
}}</ref>.
Хімічний склад подібних астероїдів на сьогоднішній день практично невідомий, і цілком можливо, що за складом вони близькі до астероїдів класу C чи S<ref>{{cite journal
   | author=Mueller, M.; Harris, A. W.; Delbo, M.; and 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
   | year=2005
   | volume=37
   | pages=627
   | bibcode=2005DPS....37.0702M}}</ref>.

[[Файл:Vesta Full-Frame.jpg|thumb|230px|[[4 Веста]], типовий [[Астероїди типу V|астероїд класу V]]]]
Однією з загадок астероїдного поясу є відносно рідкісні [[базальт]]ові [[Астероїди типу V|астероїди класу V]]<ref name="Duffard">
{{cite web
 |title       = Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt
 |author      = Duffard, R.; and Roig, F.
 |year        = 2007
 |url         = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0704.0230D
 |accessdate  = 2007-10-14
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4478AZ?url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0704.0230D
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.
Теорія формування поясу астероїдів передбачала, що на ранній стадії в поясі астероїдів повинно було бути немало великих об'єктів розміром як Веста, в яких повинна була початися диференціація надр. Подібні об'єкти повинні були мати кору і мантію, які складалися переважно з базальтових порід. При наступному руйнуванні цих планетозималей більше половини астероїдів повинні були складатися з [[базальт]]у і [[олівін]]у. Насправді ж виявилося, що 99&nbsp;% базальтового матеріалу відутні в поясі астероїдів<ref name="olivine">
{{cite web
 |title       = Strange Asteroids Baffle Scientists
 |author      = Than, Ker.
 |year        = 2007
 |work        = space.com
 |url         = http://www.space.com/scienceastronomy/070821_basalt_asteroid.html
 |accessdate  = 2007-10-14
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v44Y0gu?url=http://www.space.com/4256-strange-asteroids-baffle-scientists.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>.
До 2001 року вважалося, що більшість базальтових об'єктів у поясі астероїдів є фрагментами кори Вести (звідси і назва клас V), однак детальне вивчення астероїда [[1459 Маґнія]] дозволило виявити певні відмінності в хімічному складі відкритих раніше базальтових астероїдів, що передбачає їх роздільне походження<ref name="olivine"/>.
Цей факт отримав підтвердження у зв'язку з детальнішим вивченням у 2007 році в зовнішній частині поясу двох астероїдів різного базальтового складу: [[7472 Кумакірі]] та {{mpl|10537 1991 RY|16}}, які не мають жодного стосунку до Вести. Ці два тіла є єдиними астероїдами даного класу, виявлені у зовнішній частині головного поясу<ref name="Duffard"/>.

[[Файл:AllendeMeteorite.jpg|right|thumb|250px|[[Allende|Альєнде]]&nbsp;— вуглецевий хондритний метеорит, який впав у Мексиці в 1969 році]]

Простежується доволі чітка залежність між складом астероїда і його відстанню від Сонця. Зазвичай, кам'яні астероїди, які складаються з безводних силікатів, розташовані ближче до Сонця, ніж вуглецеві глинисті астероїди, в яких часто виявляють сліди води, в основному в зв'язаному стані, але можливо, і у вигляді звичайного водяного льоду.
При цьому близькі до Сонця астероїди мають значно більше альбедо, ніж астероїди в центрі і на периферії. Вважається, що це пов'язано із властивостями тієї частини протопланетного диска, з якого формувалися астероїди. У внутрішніх областях поясу вплив сонячної радіації був більш значним, що призвело до видування легких елементів, зокрема, води, на периферію. В результаті вода сконденсувалася на астероїдах зовнішньої частини поясу, а у внутрішніх областях, де астероїди прогріваються достатньо добре, її практично не залишилося.

Температура на поверхні астероїда залежить від відстані до Сонця і величини його альбедо. Для частинок пилу на відстані {{nobr|2,2 а. о.}} температурний діапазон починається з 200&nbsp;К (−73&nbsp;°C) і нижче, а на відстані {{nobr|3,2 а. о.}} вже з 165&nbsp;К (−108&nbsp;°C)<ref>{{cite journal
   | author=Low, F. J.; et al.
   | title=Infrared cirrus — New components of the extended infrared emission
   | journal=Astrophysical Journal, Part 2 — Letters to the Editor
   | year=1984
   | volume=278
   | pages=L19—L22
   | bibcode=1984ApJ...278L..19L
   | doi=10.1086/184213}}</ref>. Однак для астероїдів це не зовсім справедливо, оскільки через обертання температури на його денній і нічній сторонах можуть суттєво відрізнятися.

== Комети головного поясу ==
{{main|Комета головного пояса}}
Серед астероїдів головного поясу існують і такі, у яких на певній відстані від Сонця помітили появу [[комета|кометної]] активності, яка виражається в появі у них газового чи пилового хвоста, які з'являються на короткий час при проходженні тіла поблизу [[Перигелій|перигелію]] ([[Церера (карликова планета)|Церера]], [[596 Шейла]], [[(62412) 2000 SY178]] та ін.).
Оскільки орбіти, по яких рухаються ці комети, виключають можливість їх появи у головному поясі в результаті захоплення класичних комет, вважається, що вони утворилися в самому поясі, в зовнішній його частині. Це вказує на те, що дуже багато об'єктів зовнішнього поясу можуть містити лід, який випаровується при нагріванні Сонцем поверхні астероїда. Не виключена ймовірність того, що саме комети головного поясу були джерелом океанів на Землі, оскільки співвідношення [[Дейтерій|дейтерію]] і водню в них занадто низьке для класичних комет<ref>{{cite web
   | title=Interview with David Jewitt
   | author=David Jewitt
   | date=18.03.2007
   | work=YouTube
   | url=http://www.youtube.com/watch?v=B1W4NTmI5Bk
   | accessdate=2007-10-14}}</ref>.

== Найбільші об'єкти поясу астероїдів ==
Найбільшими об'єктами поясу астероїдів є [[Церера (карликова планета)|Церера]], [[4 Веста]], [[2 Паллада]] і [[10 Гігея]]. Хоча вони мають багато спільних характеристик, тільки одна з них&nbsp;— Церера&nbsp;— виявилася достатньо круглою для присвоєння статусу [[Карликова планета|карликової планети]]<ref>
{{cite web
 |date        = 24 August 2006
 |url         = http://www.iau.org/public_press/news/detail/iau0602/
 |title       = The Final IAU Resolution on the Definition of «Planet» Ready for Voting
 |publisher   = IAU
 |accessdate  = 2007-03-02
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4KEvW7?url=http://www.iau.org/public_press/news/detail/iau0602/
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>. Втім, трьом іншим в майбутньому, можливо, також буде присвоєно цей статус<ref>
{{cite web
 |title       = IAU draft resolution
 |year        = 2006
 |url         = http://www.iau.org/iau0601.424.0.html
 |accessdate  = 2007-10-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4LBomh?url=http://www.iau.org/public_press/news/detail/iau0601/
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}
</ref><ref name="dwarf">
{{cite web
 | url  = http://www.iau.org/public_press/news/detail/iau0603/
 | title  = IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes
 | accessdate  = 2007-03-29
 | archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4MJHDr?url=http://www.iau.org/public_press/news/detail/iau0603/
 | archivedate  = 2012-01-24
 | deadurl  = no
 }}
</ref>.

{| class="wikitable sortable"
|-
! class="unsortable"| Об'єкт
! class="unsortable"| Фото
!Середній діаметр<br/><small>[[км]]</small>
! class="unsortable"| Середній діаметр<br/><small>D♁</small>
!Об'єм<br/><small>[[Мільярд|10<sup>9</sup>]] км<sup>3</sup></small>
! class="unsortable" | Об'єм<br/><small>V♁</small>
! Маса<br/><small>{{e|21}} [[кг]] </small>
! class="unsortable" | Маса<br/><small>M♁</small>
! Густина<br/><small>г/см<sup>3</sup></small>
! [[Прискорення вільного падіння|Гравітація]]<br/>м/с<sup>2</sup>
! class="unsortable" | Гравітація <br/> ♁
! Тип об'єкта
|-
| [[Церера (карликова планета)]]<sup>‡</sup>
|style="background:black" | [[Файл:Церера-19.02.2015.jpg|75px]]
| 950,0
|0,0746
|0,437
|0,0004
|0,95
|0,000159
|2,08
|0,27
|0,0275
| [[Карликова планета]] <br/>[[Астероїд]]
|-
|[[2 Паллада]]<sup>$</sup>
|style="background: black" |[[Файл:PallasHST2007.jpg|75px]]
| 532,0<ref>
{{cite web
 |author      = Alan Chamberlin
 |url         = http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par
 |title       = JPL Small-Body Database Browser
 |publisher   = Ssd.jpl.nasa.gov
 |accessdate  = 2011-01-04
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/5wRXdqRMp?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=2;orb=0;cov=0;log=0;cad=0#phys_par
 |archivedate = 2011-02-12
 |deadurl     = no
}}
</ref>
|0,04175
|0,078
|0,00007
|0,211
|0,0000353
|2,8<ref>{{cite journal
   | author=Schmidt, B. E., ''et al.''
   | title=Hubble takes a look at Pallas: Shape, size, and surface
   | journal=39th Lunar and Planetary Science Conference (Lunar and Planetary Science XXXIX). Held March 10–14, 2008, in League City, Texas.
   | year=2008 
   | volume=1391
   | page=2502
   | url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2008/pdf/2502.pdf
   | format=PDF
   | accessdate=2008-08-24}}</ref>
|0,2
|0,02
| [[Астероїд]]
|-
| [[4 Веста]]<sup>$</sup> <br/>
|style="background: black"|[[Файл:Vesta 20110701 cropped.jpg|75px]]
| 529,2
|0,04175
|0,078
|0,00007
|0,262
|0,0000438
|3,42<ref>{{cite journal
   | last=Baer
   | first=James
   | coauthors=Chesley, Steven R.
   | title=Astrometric masses of 21 asteroids, and an integrated asteroid ephemeris
   | journal=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy
   | volume=100
   | issue=2008 
   | pages=27–42
   | publisher=Springer Science+Business Media B.V. 2007
   | url=http://www.springerlink.com/content/h747307j43863228/fulltext.pdf
   | format=PDF
   | doi=10.1007/s10569-007-9103-8
   | accessdate=2008-11-11
   | year=2008
   | bibcode = 2008CeMDA,100..,27B}}</ref>
|0,251
|0,0256
| [[Астероїд]]
|-
|[[10 Гігея]]<sup>$</sup>
|style="background: black"|
| 407,12<ref name="Small-Body">
{{cite web
 |year        = 2008
 |title       = Recent Asteroid Mass Determinations
 |publisher   = Personal Website
 |author      = Jim Baer
 |url         = http://home.earthlink.net/~jimbaer1/astmass.txt
 |accessdate  = 2008-12-03
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/6HxBzMsli?url=http://home.earthlink.net/~jimbaer1/astmass.txt
 |archivedate = 2013-07-08
 |deadurl     = yes
}}
</ref><ref name="jpldataHyg">
{{cite web
   | title=JPL Small-Body Database Browser: 10 Hygiea
   | url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=10
   | accessdate=2008-09-07
   | archiveurl=https://www.webcitation.org/5mpuXZDIx?url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=10
   | archivedate=2010-01-17
   | deadurl=no
   }}
</ref>
|0,032
|0,04
|0,00003
|0,0885
|1,0{{e|-5}}
|2,5
|0,143
|0,02
| [[Астероїд]]
|}

=== Церера ===
{{main|Церера (карликова планета)}}
[[Файл:Ceres optimized.jpg|thumb|150px|Карликова планета Церера]]

Церера має майже сферичну форму і діаметр близько 950&nbsp;км, що становить майже третину місячного діаметра, при масі, рівній 9,43{{e|20}}&nbsp;кг, що складає вже лише 1,3&nbsp;% маси Місяця, але дорівнює третині маси всіх астероїдів головного поясу. Вона розташовується на відстані {{nobr|2,766 а. о.}}, що дуже близько до центра мас головного поясу, розташованому на відстані {{nobr|2,8 а. о.}}<ref name="mnras244">{{cite journal
   | author=McBride, N.; and Hughes, D. W.
   | title=The spatial density of asteroids and its variation with asteroidal mass
   | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
   | year=1990
   | volume=244
   | pages=513—520
   | bibcode=1990MNRAS.244..513M}}</ref> [[Абсолютна зоряна величина]] Церери 3,32{{sup|m}}, що набагато більше будь-якого астероїда<ref>{{cite journal
   | author=Parker, J. W.; Stern, S. A.; Thomas, P. C.; Festou, M. C.; Merline, W. J.; Young, E. F.; Binzel, R. P.; and Lebofsky, L. A.
   | title=Analysis of the First Disk-resolved Images of Ceres from Ultraviolet Observations with the Hubble Space Telescope
   | journal=The Astronomical Journal
   | year=2002
   | volume=123
   | issue=1
   | pages=549—557
   | accessdate=2008-09-06
   | doi = 10.1086/338093
   | bibcode=2002AJ....123..549P
}}</ref> і може пояснюватися шаром льоду на її поверхні<ref name="planetary">
{{cite web
 |title       = Asteroid 1 Ceres
 |work        = The Planetary Society
 |url         = http://www.planetary.org/explore/topics/asteroids_and_comets/ceres.html
 |accessdate  = 2007-10-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4NcXnT?url=http://www.planetary.org/explore/topics/asteroids_and_comets/ceres.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>, але незважаючи на це, вона все одно є дуже темним тілом, і відбиває лише 5&nbsp;% світла, що падає на неї.

Подібно до [[Планети земної групи|планет земної групи]], на Церері відбулася диференціація речовини на {{нп|Ядро планети|силікатне ядро||Planetary core}}, оточене крижаною мантією, і тонку вуглецеву кору<ref name="planetary" />. Невелика частина льоду на поверхні періодично випаровується на короткий час, утворюючи навколо неї подобу дуже розрідженої атмосфери.

=== Веста ===
{{main|4 Веста}}
[[Файл:Vesta Rotation.gif|thumb|250px|Анімація обертання Вести. Видно величезний кратер поблизу південного полюса астероїда]]

Астероїд [[4 Веста]], відкритий Ольберсом в 1807 році, серед астероїдів головного поясу займає перше місце за яскравістю, друге місце за масою і третє місце за розміром. Також це єдиний астероїд, у якого був [[Dawn|штучний супутник]]. Його поверхня відбиває 42&nbsp;% світла, що падає на нього, що навіть більше, ніж у Землі (37&nbsp;%). При середньому діаметрі в 530&nbsp;км вона складає 9&nbsp;% маси астероїдного поясу і обертається навколо Сонця приблизно на тій же відстані, що і Церера. Оскільки Веста утворилася за межами «снігової лінії», вона практично позбавлена води<ref>
{{cite web
 |url         = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1995/20/image/c
 |title       = Key Stages in the Evolution of the Asteroid Vesta
 |work        = Hubble Space Telescope news release
 |year        = 1995
 |accessdate  = 2007-10-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64v4OAloo?url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1995/20/image/c/
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref><ref>
{{cite web
 |title       = Dawn mission and operations
 |author      = Russel, C. T.; et al.
 |publisher   = NASA/JPL
 |url         = http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?fromPage=online&aid=414750
 |year        = 2007
 |accessdate  = 2007-10-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vX7o6Tb?url=http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract?fromPage=online
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref> і складається з щільного металічного ядра з суміші заліза і нікелю, базальтової мантії (в основному з [[олівін]]у)<ref name="olivine" /> і дуже тонкої, всього кілька кілометрів товщиною, кори.

Поблизу південного полюса Вести розташовується великий кратер від падіння крупного астероїда. В результаті цього зіткнення з Вести було викинуто величезну кількість фрагментів, які згодом сформували навколо неї [[Сім'я Вести|астероїдну сім'ю]], сумарна маса якої (не враховуючи маси самої Вести) становить близько 1&nbsp;% маси всіх астероїдів головного поясу; а також особливий спектральний [[Астероїди типу V|клас V]] з фрагментів породи, вибитих із поверхні, та [[Астероїд класу J|клас J]] з породи, яка розташовувалася ближче до центра астероїда. Більша частина членів даної сім'ї розсіяна через її близькість до орбітального резонансу з Юпітером 3:1, причому частина з них впала на Землю у вигляді метеоритів.

=== Паллада ===
{{main|2 Паллада}}
Астероїд [[2 Паллада]] другий за розміром об'єкт поясу астероїдів, але якщо вважати Цереру лише карликовою планетою, то Паллада буде найбільшим астероїдом. Вона менш масивна, ніж Веста, але складає 7&nbsp;% маси головного поясу. Паллада цікава тим, що, подібно до [[Уран (планета)|Урану]], має доволі сильний нахил осі обертання, рівний 34°<ref name="Torppa1996">{{cite journal
   | author=Torppa, J.; et al.
   | title=Shapes and rotational properties of thirty asteroids from photometric data
   | journal=Icarus
   | year=1996
   | volume=164
   | issue=2
   | pages=346—383
   | bibcode=2003Icar..164..346T
   | doi=10.1016/S0019-1035(03)00146-5}}</ref>, в той час як у трьох інших найбільших астероїдів цей кут не перевищує 10°. Так само, як і Церера, вона належить до [[Астероїди типу C|класу C]], багатого вуглецем і кремнієм, через що має низьке [[альбедо]], що дорівнює 12&nbsp;%<ref>
{{cite web
 |title       = The composition of asteroid 2 Pallas and its relation to primitive meteorites
 |author      = Larson, H. P.; Feierberg, M. A.; and Lebofsky, L. A.
 |url         = http://adsabs.harvard.edu/abs/1983Icar...56..398L
 |year        = 1983
 |accessdate  = 2007-10-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vX8PK86?url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983Icar...56..398L
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
</ref>. Астероїд рухається по орбіті з великим ексцентриситетом, який дорівнює 0,32, через це його відстань до Сонця сильно коливається: від {{nobr|2,1 а. о.}} до {{nobr|3,4 а. о.}}

=== Гігея ===
{{main|10 Гігея}}
Найбільший вуглецевий астероїд (75&nbsp;% всіх астероїдів є вуглецевими), неправильної форми із середнім діаметром 431&nbsp;км. [[10 Гігея]] є четвертою за величиною і складає 3&nbsp;% від маси головного поясу. Вона належить до вуглецевих астероїдів з альбедо 7&nbsp;%, тому, незважаючи на великі розміри, з Землі її видно досить погано. Очолює {{нп|Сім'я Гігеї|однойменну сім'ю||Hygiea family}} і, на відміну від трьох інших астероїдів, перебуває поблизу площини екліптики<ref>
{{cite web
 |title       = 10 Hygiea: ISO Infrared Observations
 |author      = Barucci, M. A.; et al.
 |url         = http://www.lesia.obspm.fr/~crovisier/biblio/preprint/bar02_icarus.pdf
 |format      = PDF
 |year        = 2002
 |accessdate  = 2007-10-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vX8sG2x?url=http://www.lesia.obspm.fr/perso/jacques-crovisier/biblio/preprint/bar02_icarus.pdf
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}
</ref><ref>
{{cite web
 |title       = Ceres the Planet
 |work        = orbitsimulator.com
 |url         = http://www.orbitsimulator.com/gravity/articles/ceres.html
 |accessdate  = 2007-10-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vXAOW3M?url=http://www.orbitsimulator.com/gravity/articles/ceres.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}
</ref>. Обертається навколо Сонця за 5,5 років.

== Астероїди як джерела ресурсів ==
{{main|Гірничопромислове освоєння астероїдів}}
Постійне зростання споживання мінеральних ресурсів промисловістю призводить до зменшення їхніх запасів на Землі, за деякими оцінками, запаси таких ключових для промисловості елементів, як [[Стибій|сурма]], [[цинк]], [[Станум|олово]], [[срібло]], [[свинець]], [[індій]], [[золото]] і [[мідь]], можуть бути вичерпані вже через 50—60 років<ref>''D. Cohen.'' [http://www.science.org.au/nova/newscientist/027ns_005.htm Earth's natural wealth: an audit], ''NewScientist'', 23 May 2007</ref>, і необхідність шукати нові джерела сировини стане очевидною.

З погляду промислового освоєння астероїди є одними з найдоступніших тіл у Сонячній системі. Через малу гравітацію посадка і зліт з їхньої поверхні потребують мінімальних витрат палива, а якщо використовувати для розробки навколоземні астероїди, то вартість доставки ресурсів з них на Землю буде низькою. Астероїди можуть бути джерелом таких цінних ресурсів, як, наприклад, вода (у вигляді льоду), з якої можна отримати кисень для дихання і [[водень]] для космічного палива, а також різні рідкісні метали і мінерали, такі як [[залізо]], [[нікель]], [[Титан (хімічний елемент)|титан]], [[кобальт]] і [[платина]], і, у меншій кількості, інші елементи типу [[Манган|марганцю]], [[молібден]]у, [[Родій|родію]] і&nbsp;т.&nbsp;п.
По суті, більшість елементів, важчих від заліза, які добуваються зараз із поверхні нашої планети, є залишками астероїдів, які впали на Землю в період [[Пізнє важке бомбардування|пізнього важкого бомбардування]]<ref>University of Toronto (2009, October 19). [http://www.sciencedaily.com/releases/2009/10/091018141608.htm Geologists Point To Outer Space As Source Of The Earth's Mineral Riches]. ScienceDaily</ref><ref>''James M. Brenan and William F. McDonough.'' [http://www.geology.utoronto.ca/Members/brenan/Brenan%20and%20McDonough,%202009.pdf Core formation and metal-silicate fractionation of osmium and iridium from gold] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110706211417/http://www.geology.utoronto.ca/Members/brenan/Brenan%20and%20McDonough%2C%202009.pdf |date=6 липень 2011 }}.&nbsp;— Nature Geoscience (18 October 2009)</ref>.
Астероїди є практично невичерпними джерелами ресурсів. Так, один невеликий [[Астероїди типу M|астероїд класу M]] діаметром в 1&nbsp;км може містити залізо-нікелевої руди до 2&nbsp;млрд тон, що у 2—3 рази перевищує видобуток руди за 2004 рік<ref>Mining the Sky: Untold Riches from the Asteroids, Comets, and Planets / John S. Lewis (1998) ISBN 0-201-47959-1</ref>. {{Джерело?|Промислове освоєння астероїдів призведе до зниження цін на ці ресурси}} і дасть можливість активно розвиватися [[Космічна індустрія|космічній інфраструктурі]], яка необхідна для подальших досліджень космосу.

== Див. також ==
* [[Список астероїдів]]
* [[Навколоземні астероїди]]
* [[Колонізація астероїдів]]
* [[Троянські астероїди]]
* [[Кентаври (планетоїди)|Кентаври]]
* [[Пояс Койпера]]

== Примітки ==
{{примітки|2}}

== Література ==
* {{cite book
   | first=Linda T.
   | last=Elkins-Tanton
   | year=2006
   | title=Asteroids, Meteorites, and Comets
   | edition=First
   | publisher=Chelsea House
   | location=New York
   | isbn=0-8160-5195-X}}
* {{cite book
   | author= Blair, Edward C.
   | title= Asteroids: overview, abstracts, and bibliography
   | url= http://books.google.com/books?id=oa289IxCvAAC&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s
   | year= 2002
   | publisher= Nova Publishers
   | lang= en
   | isbn= 978-1590334829}}
* {{cite book
   | author= Britt, Daniel T.; Colsolmagno, Guy; Lebofsky, Larry
   | title= Encyclopedia of the solar system
   | url= http://books.google.com/books?id=G7UtYkLQoYoC&lpg=PA351&dq=asteroids%20number&lr=&as_brr=3&pg=PA349#v=onepage&q=asteroids%20number&f=false
   | accessdate= 7-12-2009
   | year= 2007
   | publisher= Academic Press
   | lang= en
   | isbn= 978-0120885893
   | chapter= Main-Belt Asteroids}}
* {{cite book
   | author = Kovács, József
   | title= The European scientist: symposium on the era and work of Franz Xaver von Zach (1754—1832)
 <!--  | url= http://books.google.com/books?id=zy9Q82g8BYgC&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s-->
   | volume= 24, Acta Historica Astronomiae
   | year= 2004
   | publisher= Harri Deutsch Verlag
   | lang= en
   | isbn= 978-3817117482
   | chapter = The discovery of the first minor planets
   | url = http://books.google.com/books?id=zy9Q82g8BYgC&pg=PA70&source=gbs_toc_r&cad=4}}
* {{cite book
   | author= Lewis, John S.
   | title= Physics and chemistry of the solar system
<!--   | url= http://books.google.com/books?id=uY79k7Nx-egC&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s-->
   | year= 2004
   | publisher= Academic Press
   | lang= en
   | isbn= 978-0124467446
   | chapter = Meteorites and Asteroids
   | url = http://books.google.com/books?id=uY79k7Nx-egC&pg=PA350&dq=asteroid+belt&lr=&as_drrb_is=b&as_minm_is=0&as_miny_is=2000&as_maxm_is=0&as_maxy_is=&as_brr=3&source=gbs_toc_r&cad=9}}
* {{cite book
   | author= Martínez, V. J.; Miralles, J. A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D.
   | title= Astronomía fundamental
   | year= 2005
   | url = http://books.google.com/books?id=n6VvcTAODNQC&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s
   | publisher= Universitat de València
   | isbn = 978-84-370-6104-7}}
* {{cite book
   | author = Marvin, Ursula B.
   | title= The history of meteoritics and key meteorite collections: fireballs, falls and finds
<!--   | url= http://books.google.com/books?id=7SvtVoa1W-cC&printsec=frontcover&source=gbs_navlinks_s-->
   | year= 2006
   | publisher= Geological Society
   | lang= en
   | isbn= 978-1862391949
   | chapter = Meteorites in history: an overview from the Renaissance to the 20th century
   | url = http://books.google.com/books?id=7SvtVoa1W-cC&pg=PA15&source=gbs_toc_r&cad=5}}

== Посилання ==
* [http://www.youtube.com/watch?v=S_d-gs0WoUw Темпи відкриття астероїдів з 1980 по 2010]
* [http://books.google.com/books?id=MNR3gStGevUC&pg=PA55&dq=asteroid+albedos+and+diameters+Asteroids,+comets,+meteors+1993:+proceedings+of+the+160th+Symposium&ei=KFU2TvKBC8ad-QbR0LiHDQ&sa=X&oi=book_result&ct=result&resnum=1&ved=0CCkQ6AEwAA#v=onepage&q&f=false Asteroids, comets, meteors 1993]
* {{cite web
 |last        = Arnett
 |first       = William A.
 |date        = February 26, 2006
 |url         = http://www.nineplanets.org/asteroids.html
 |title       = Asteroids
 |publisher   = The Nine Planets
 |accessdate  = 2007-04-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vXBi42Y?url=http://nineplanets.org/asteroids.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
* {{cite web|author=Cain, Fraser.|url=http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-55-the-asteroid-belt/|publisher=Universe Today|title=The Asteroid Belt|accessdate=2008-04-01|archiveurl=https://www.webcitation.org/64vXCIq8A?url=http://www.astronomycast.com/2007/09/episode-55-the-asteroid-belt/|archivedate=2012-01-24|deadurl=no}}
* {{cite web
 |url         = http://www.solstation.com/stars/asteroid.htm
 |title       = Main Asteroid Belt
 |publisher   = Sol Company
 |accessdate  = 2007-04-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vXD1wZA?url=http://www.solstation.com/stars/asteroid.htm
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
* {{cite web
 |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
 |accessdate  = 2007-05-26
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vXDVWm8?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Asteroids
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = yes
}}
* 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
* {{cite web
 |author      = Staff.
 |date        = October 31, 2006
 |url         = http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planets/asteroidpage.html
 |title       = Asteroids
 |publisher   = NASA
 |accessdate  = 2007-04-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vXEGY1D?url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planets/asteroidpage.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}
* {{cite web
 |author      = Staff.
 |year        = 2007
 |url         = http://www.planetary.org/explore/topics/asteroids_and_comets/facts.html
 |title       = Space Topics: Asteroids and Comets
 |publisher   = The Planetary Society
 |accessdate  = 2007-04-20
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64vXEiob7?url=http://www.planetary.org/explore/topics/asteroids_and_comets/facts.html
 |archivedate = 2012-01-24
 |deadurl     = no
}}

{{Сонячна система}}
{{Космічні місії до картикових планет}}
{{Бібліоінформація}}
[[Категорія:Головний пояс астероїдів| ]]
[[Категорія:Астероїди| ]]