Probabilmente tale fascia rappresenta un residuo della nebulosa da cui si originò il Sistema Solare; in essa le basse temperature favorirono l'accrescimento dei pianeti giganti a grandi distanze dal Sole, dove era più abbondante la materia allo stato solido che fungeva da nucleo di aggregazione, mentre le regioni più interne, dove la formazione procedeva più lentamente, risentirono delle forti perturbazioni gravitazionali prodotte soprattutto da Giove, che ebbero l'effetto di bloccare completamente la crescita di un oggetto di dimensioni planetarie nella zona fra Marte e Giove. Applicando la legge di Titius Bode ai pianeti del Sistema Solare si vede che alla distanza di 2.8 U.A. dal Sole manca un pianeta e quando nel 1801 Giuseppe Piazzi scoprì Cerere, nonostante le sue piccole dimensioni si credette di avere finalmente trovato il pianeta mancante, ma poi furono individuati altri asteroidi nelle sue vicinanze.

La massa totale dei pianetini presenti nella fascia principale è valutata attualmente appena 0.0007 volte quella della Terra, ovvero il 5-6% di quella della Luna, ma solo considerando tra gli asteroidi anche Cerere, il più grande (1000 km di diametro), che da solo contiene circa 1/3 della massa totale. Nell'agosto 2006 Cerere è stato promosso a nanopianeta, per cui i più grandi asteroidi della fascia principale sono ora 2 Pallade, 533 km di diametro, e 4 Vesta, 525 km di diametro. Nel settembre 2007 erano stati catalogati circa 130.000 asteroidi, di cui circa 220 di diametro maggiore di 100 km; stime sul loro numero totale porterebbero la popolazione della fascia principale a superare il milione di asteroidi di diametro superiore ad 1 km.

La distribuzione di questi valori è collegata alla storia collisionale di ciascun pianetino: i numerosi urti mediamente subiti da questi oggetti durante la loro vita possono verosimilmente determinarne lo stato di rotazione. Le orbite percorse dagli asteroidi della fascia hanno eccentricità in media di 0.15 e le inclinazioni hanno un valore caratteristico di 8o-10o; tali valori medi non escludono ovviamente la presenza di oggetti con orbite molto più circolari e meno inclinate, o viceversa. I pianetini della fascia mostrano notevoli irregolarità superficiali, crateri e cicatrici della loro passata evoluzione collisionale, come si può vedere dalle immagini ottenute dalle sonde spaziali, cosa che ha portato a pensare che gli asteroidi della fascia principale siano molto diversi da come erano inizialmente, contrariamente agli oggetti della fascia di Kuiper; probabilmente le collisioni reciproche sono molto frequenti e possono portare o a frammentazione dei planetoidi, con possibile creazione di una famiglia, o alla fusione degli asteroidi.

2 Pallade

è attualmente il più grande corpo del Sistema Solare interno la cui superficie non è mai stata fotografata ed il più grande corpo celeste conosciuto con una forma irregolare (570×525×500 km). Fu il primo asteroide ad essere individuato da un astronomo non professionista, infatti venne scoperto nel 1802 da H. W. Olbers mentre, dall'osservatorio installato al piano superiore della sua casa a Brema (Germania), cercava di individuare Cerere; lo stesso scopritore lo battezzò col nome di una delle figlie di Tritone, compagna di giochi della giovane Atena, uccisa accidentalmente dalla dea. Pallade presenta parametri orbitali inusuali per un oggetto di tali dimensioni (eccentricità=0.2306, inclinazione=34.841^o, periodo orbitale di 4.62 anni), malgrado sia situata alla stessa distanza dal Sole della maggior parte degli asteroidi della fascia principale, semiasse maggiore di 2,773 U.A..

Possiede anche un asse di rotazione molto inclinato, la stima varia tra 56o e 81o, quindi per la durata di circa 1 anno terrestre gran parte della sua superficie è costantemente illuminata, in estate, o costantemente al buio, in inverno. Non si è ancora riusciti a stabilire se la sua rotazione, di 7.8132 ore, è prograda o retrograda. La composizione di Pallade è unica, ma abbastanza simile a quella delle meteoriti di Renazzo, ritrovate a Ferrara nel 1824, cioè delle condriti carboniose (CR), con molto Fe e Ni metallico, ha un volume pari a quello di Vesta, ma con una massa significativamente minore: si stima che Pallade contenga il 9% dell'intera massa della fascia principale.

Sono state osservate diverse occultazioni stellari da parte di Pallade, la meglio osservata è stata quella del 29 maggio 1983, durante la quale 140 differenti osservatori l'hanno studiato effettuando un'accurata determinazione del suo diametro; alcuni riportano anche la scoperta di un possibile minuscolo satellite con un diametro di circa 1 chilometro, ma la notizia non è stata ancora confermata. Nessuna sonda spaziale ha ancora visitato l'asteroide, ma se la futura sonda Dawn studierà con successo Cerere e Vesta, la sua missione potrebbe essere estesa anche verso Pallade.

4 Vesta

è per massa il secondo pianetino della fascia principale interna, avendo lo stesso volume di Pallade ma massa maggiore: la sua massa stimata, 2.7x10²⁰ kg, è pari al 12% di quella dell'intera fascia; è situato all'interno della lacuna di Kirkwood a 2.50 U.A. (semiasse maggiore dell'orbita di 2.361 U.A.) e fa parte della famiglia di asteroidi Vesta. Venne scoperto da H. W. Olbers nel 1807, dall'osservatorio privato situato al piano superiore della sua casa a Brema (Germania), ma fu battezzato da matematico Gauss col nome della dea romana Vesta; dopo Vesta non vennero scoperti altri asteroidi per 38 anni. Vesta sembra essere uno sferoide oblato stabile compresso gravitazionalmente che percorre in 3.63 anni un'orbita inclinata di 7.133^o e con una eccentricità pari a 0.089; per le sue dimensioni, 578×560×458 km, e la sua superficie estremamente brillante è l'unico asteroide visibile a occhio nudo dalla Terra. Mostra una rotazione prograda molto veloce per un asteroide (periodo di rotazione pari a 5.342 ore), con un'inclinazione assiale di 29^o: il polo nord punta verso la costellazione del Cigno.

Esiste una vasta collezione di campioni di Vesta sotto forma di oltre 200 meteoriti HED grazie ai quali si conosce la struttura e la storia geologica di questo asteroide di densità pari a 3.4 g/cm3; si ipotizza che quando si è formato il Sistema Solare Vesta fosse abbastanza caldo da fondere al proprio interno, differenziandosi in un nucleo planetario metallico di ferro e nickel sovrastato da un mantello roccioso di olivina e da una crosta superficiale di roccia basaltica. La caratteristica superficiale più evidente di Vesta è stata individuata dal Telescopio Spaziale Hubble nel 1996, un enorme cratere di 460 km di diametro, l'80% del diametro dell'asteroide, situato vicino al polo sud dell'asteroide; il fondo del cratere si trova a circa 13 km sotto il livello della superficie e il bordo si eleva di 4-12 chilometri sopra il terreno circostante, per circa 25 chilometri. Al centro del cratere si trova un picco di 18 km dal fondo; analisi spettroscopiche delle immagini hanno mostrato che questo cratere ha probabilmente raggiunto anche il mantello, come indica la presenza di olivina. Si è stimato che nell'impatto sia stato espulso circa l'1% dell'intero volume di Vesta, ed è probabile che la famiglia di asteroidi Vesta e gli asteroidi di tipo V siano i prodotti di questa collisione; in tal caso essendo sopravvissuti al bombardamento meteorico frammenti di 10 km di diametro il cratere dovrebbe avere solo 1 miliardo di anni e sarebbe il sito d'origine delle meteoriti HED, infatti considerando tutti gli asteroidi di tipo V conosciuti, si arriverebbe soltanto a circa il 6% del volume asportato.

Sulla superficie di Vesta sono presenti anche altri grandi crateri, larghi 150 km e profondi 7 km, ed una zona scura di 200 km di diametro, battezzata Olbers, in onore dello scopritore dell'asteroide, la cui natura è attualmente sconosciuta; si spera di scoprirne la natura nel 2010-2011, quando la sonda Dawn entrerà in orbita attorno a Vesta per nove mesi.

253 Mathilde

è un asteroide di classe C, molto scuro, ha un albedo di 0.0436, comparabile con quello dell'asfalto fresco; venne scoperto nel 1885 e gli è stato dato il nome della moglie dell'allora vice-direttore dell'Osservatorio di Parigi.

La sua orbita è sempre compresa fra Marte e Giove e non incrocia alcuna orbita planetaria, è relativamente eccentrica (0.266), inclinata di 6.738o, caratterizzata da un semiasse maggiore di 2.64676 U.A. e percorsa in 4.31 anni; inoltre Mathilde possiede un periodo di rotazione relativamente lento: 17.4 giorni. La sua superficie mostra la stessa composizione delle meteoriti carbonacee con preponderanza di fillosilicati. Grazie alla NEAR, che lo ha sorvolato a 1212 km di distanza, si è visto che la sua superficie possiede molti grandi crateri (almeno 5 raggiungono i 20 km di diametro) che hanno scavato profonde depressioni sulla superficie; ai crateri è stato assegnato il nome dei bacini carboniferi terrestri più famosi: Baganur (Mongolia), Jixi (Cina), Lorraine (Francia), Mulgildie (Australia), Teruel (Spagna), ... . I due crateri più grandi, Ishikari 29.3 km e Karoo 33.4 km, hanno un diametro paragonabile al raggio medio dell'asteroide, 52.8 km (dimensioni 66x48x46 km).

poiché non ci sono differenze di colore o luminosità tra i crateri si sospetta che l'interno dell'asteroide abbia una composizione omogenea, inoltre la sua densità , pari a 1.3 gr/cm³, potrebbe indicare che più del 50% del volume interno di Mathilde è vuoto e che quindi sarebbe costituito da pietrisco strettamente legato gravitazionalmente.

951 Gaspra

è un asteroide oblungo (18.2x10.5x8.9 km) di classe S scoperto nel 1916, a cui è stato dato il nome di una città balneare del Mar Nero; nel 1991 è stato sorvolato dalla sonda Galileo ad una distanza di 1600 km. Presenta un'orbita con un semiasse maggiore di 2.210 U.A., un'eccentricità di 0.174 ed una inclinazione di 4.103^o, che viene percorsa in 3.28 anni; considerando tali parametri orbitali viene ritenuto un membro della famiglia di asteroidi Flora.

La sua superficie risulta povera di olivina e molto ricca di regolite, inoltre è ricoperta da moltissimi piccoli crateri, a cui sono stati assegnati i nomi di famose località balneari terrestri: Aix (Francia), Bath (Inghilterra), Ixtapan (Messico), Saratoga (USA), ...; la mancanza di crateri di grandi dimensioni indicherebbe per Gaspra una età da 20 a 300 milioni di anni. Quindi la collisione che ha creato la famiglia Flora sarebbe abbastanza recente. Sulla sua superficie si trovano anche alcune larghe, concave e piatte regiones, che portano il nome di scienziati che hanno avuto a che fare con Gaspra: la Yates Regio, la Neujmin Regio e la Dunne Regio, di 5x7 km piatta per 200 m di estensione.

Non è ancora chiaro se siano il risultato di impatti meteorici o se si sono formate quando Gaspra si è "separato" dall'asteroide originario della famiglia Flora.

Le risonanze producono una spinta sul corpo di massa minore e se la spinta avviene sempre nello stesso punto dell'orbita comporta un aumento, o una diminuzione, dell'energia del corpo; ciò porta ad una variazione del semiasse maggiore dell'orbita e all'espulsione del corpo dall'orbita originaria. Fuori dagli intervalli di risonanza tali spinte avvengono casualmente, con un incremento energetico nullo. Le risonanza a cui sono soggetti gli asteroidi nelle lacune prendono il nome di risonanze di moto medio e si affiancano alle risonanze secolari, che si verificano quando i due corpi risonanti sono caratterizzati da uguali periodi di precessione della linea degli apsidi. L'entitá degli effetti delle risonanze secolari, su tempi dell'ordine di milioni di anni, sono confrontabili con quelle di moto medio e il risultato finale è l'espulsione degli asteroidi da alcuni intervalli di semiasse maggiore.

Depurate l'eccentricità e l'inclinazione dalle variazioni periodiche, causate dall'attrazione dei pianeti maggiori su scale temporali di 10-100 mila anni, Hirayama notò che esistevano delle zone in cui la concentrazione di oggetti era molto elevata e delle zone quasi completamente spopolate: strette fasce parallele agli assi dell'eccentricità e dell'inclinazione o di entrambe (le lacune di Kirkwood); le concentrazioni furono chiamate inizialmente tutte famiglie. Successivamente sono state chiamate famiglie solo quei gruppi di asteroidi che oltre ad avere parametri orbitali simili risulta abbiano avuto origine da un asteroide primordiale, che ha dato il nome alla famiglia, e che si è spezzato in decine o centinaia di grossi frammenti, forse a causa di una esplosione.

Per stabilire se un asteroide fa parte di una famiglia in genere, oltre alla somiglianza dei parametri orbitali, si ricorre alle caratteristiche spettrali, per verificare l'affinità chimico-geologica con la famiglia; in tal modo si evita di incorrere in errori come è successo nel caso di Cerere che inizialmente venne considerato il prototipo della omonima famiglia, venne poi considerato un "intruso" della famiglia Gefion, di cui condivide i parametri orbitali, prima di venire riclassificato come nanopianeta. Esistono però delle eccezioni, come la famiglia Vesta e poche altre, in cui essendo il planetoide origianario di discrete dimensioni, era dotato di strati geologici di diversa composizione chimica.

Si tratta di pianetini non facenti parte della fascia asteroidale principale, che distano dal Sole quanto Giove e risultano più scuri; si pensa siano costituiti di materiale della nebulosa primordiale del nostro sistema planetario poco alterato. La possibilità della esistenza di queste famiglie di asteroidi era stata predetta dal matematico Giuseppe Lagrange sulla base del problema dei tre corpi, infatti nei punti lagrangiani L4 e L5 il campo gravitazionale combinato di Giove e Sole consente una configurazione stabile, per cui tali pianetini restano stabilmente confinati nelle zone vicine a questi punti: il terzo vertice del triangolo equilatero Giove-Sole-L4 (Greci) o L5 (Troiani). All'epoca di Lagrange gli asteroidi non erano stati ancora scoperti, e il suo risultato rimase una curiosità matematica.

Tabella delle principali famiglie