以离心率显示的小行星带，主带以红色（核心）和蓝色呈现
尽管是群聚之处，小行星带仍是非常的空旷。如果不是刻意的选定目标，太空船在穿越小行星带时，在广漠的太空中大概仍会一无所见。尽管如此，目前我们还是知道数以万计的小行星，而总数可能高达数百万颗或更多，这取决于如何界定小行星尺寸的下限。在红外线波段的巡天显示，直径在1公里以上的小行星数量在700,000至1,700,000颗之间，而且还可能更多。[20]
在主带内，直径大于100公里的小行星超过200颗。[21]在小行星带内最大的天体是谷神星，也是带内唯一的矮行星。小行星带的总质量估计是3.0-3.6×1021 公斤，[22][23]这仅有地球卫星月球质量的4%，而谷神星就占了其中的三分之一；11颗最大的小行星则占有主带内一半的质量。[24]
小行星带的质量中心在轨道半径2.8天文单位之处，[24]在主带内主要的小行星离心率都小于0.4，而且轨道倾角小于30°，峰值在离心率0.07，倾角在4°之内。[25]因此，典型的小行星轨道是接近圆型且躺在黄道面的附近，只有少数的小行星才有高离心率和远离到黄道面之外。
有时，提到主带时会局限在核心的范围内，也就是那些大的小行星被发现的区域。这个区域是在4:1和2:1的柯克伍德空隙之间，也就是轨道半径2.06至3.27天文单位，而且离心率大约小于0.33，轨道倾角也不超过20°。这块"核心"区域大约拥有太阳系内93.4%的小行星。[1]
绝大多数小行星的绝对星等都在11–19之间，中间值是16。[25]在比较上，谷神星的绝对星等3.32是非常高的。[26]小行星带内的温度随着与太阳的距离而变，尘埃粒子的典型温度在2.2 天文单位之处是200 K（-73°C），到了3.2 天文单位之处会降低至165 K（-108°C）。[27]然而，因为自转的缘故，朝向太阳暴露在太阳辐射的表面和背向太阳面对背景星空的表面，在温度上可能会有显著的差异。
构造
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在太阳系早期的历史中，小行星曾经历了某种程度的熔解，使大部分或全部的元素分离，某些母体甚至经历了火山作用的爆发周期，形成了岩浆的海洋。而因为体积相对于行星小了很多的缘故，只要很短时间的熔解就能分化，所以在45亿年前就完成了。[28]
阿颜德陨石是在1969年坠落于墨西哥的碳粒陨石
目前的小行星带包含两种主要类型的小行星。在小行星带的外缘，靠近木星轨道的，以富含碳值的C-型小行星为主，[29]占了总数的75%以上。与其他的小行星相比，颜色偏红而且反照率非常低。他们表面的组成与碳粒陨石相似，化学成分、光谱特征都是太阳系早期的状态，但较轻与易挥发的物质（冰）则被移除了。
靠近内侧的部分，距离太阳2.5天文单位，以含硅的S-型小行星较为常见，[29][30]光谱显示表面含有硅酸盐与一些金属，但碳质化合物的成分不明显。这表明它们与原始太阳系的成分有显著的不同，可能是早期历史上的熔解机制，导致分化的结果。相对来说，有着高反射率。在小行星的整个族群中约占17%。
还有第三类的小行星，总数约为10%的M-型小行星。他们的光谱中有类似铁-镍的谱线，和白色与轻微的红色，而没有吸收线的特征。M-型小行星相信是由核心以铁-镍为主的母体经过毁灭性撞击形成的。但是，有些含硅酸盐化合物的小行星也会出现类似的现象，至少巨大的M-型小行星，司赋星，就未能显示金属的主要成分。[31]在主带内，M-型小行星主要分布在半长径2.7天文单位的轨道上。[32]
柯克伍德空隙
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主条目：柯克伍德空隙
在小行星带核心的半长轴分布图，箭头指出的是柯克伍德空隙，是与木星轨道共振的不稳定带
小行星半长轴分布图主要用于描述在太阳附近小行星的范围，它的价值在可以推断小行星的轨道周期。就所有小行星的半长轴而论，在主带会出现引人注目的空隙。在这些半径上，小行星的平均轨道周期与木星的轨道周期呈现整数比，这样与气体巨星平均运动共振的结果，足以造成小行星轨道要素的改变。实际的效果是在这些空隙位置上的小行星会被推入半长轴更大或更小的不同轨道内。不过，因为小行星的轨道通常都是椭圆形的，还是有许多小行星会穿越过这些空隙，因而在实际的空间密度上，在这些空隙的小行星并不会比邻近的地区为低。[24]
这些箭头指出的就是小行星带内著名的柯克伍德空隙，主要的空隙与木星的平均运动共振为3：1、5：2、7：3和2：1。也就是说在3：1的柯克伍德空隙处的小行星在木星公转一圈时，会绕太阳公转三圈。在其他轨道共振较低的位置上，能找到的小行星也比邻近的区域少。（例如8：3共振小行星的半长轴为2.71天文单位。）[33]
柯克伍德空隙明显的将小行星带分割成三个区域：第一区是4：1（2.06天文单位）和3：1（2.5天文单位）的空隙；第二区接续第一区的终点至5：2（2.82天文单位）的共振空隙；第三区由第二区的外侧一直到2：1（3.28天文单位）的共振空隙。[34]
主带也明显的被分成内外二区带，内区带由靠近火星的区域一直到3：1（2.5 天文单位）共振的空隙，外区带一直延伸到接近木星轨道的附近。（也有些人以2：1共振空隙做为内外区带的分界，或是分成内、中、外三区。）
碰撞
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测量主带中巨大小行星的自转周期显示有一个下限存在，直径大于100米的小行星，自转周期都超过2.2小时。虽然，一个结实的物体可以用更高的速率自转，但当小行星的自转周期快过这个数值时，表面的离心力便会大于重力，因此表面所有的松散物质都会被抛离。这也建议直径超过100米的小行星实际上是在碰撞后的瓦砾堆中形成的。[35]
小行星带高密度的天体分布，使得彼此间的碰撞频繁（天文学的时间尺度）。在主带中半径为10公里的天体，平均每一千万年就会发生一次碰撞。[36]碰撞会产生许多小行星的碎片（导致新的小行星族产生），并且一些碰撞的残骸可能会在进入地球的大气层后成为陨石。[37]当以低速碰撞时，两颗小行星可能会结合在一起。在过去40亿年的岁月中，还有一些小行星带的成员仍保持着原始的特征。
除了小行星的主体之外，主带中也包含了半径只有数百微米的粉尘。这些细微的颗粒，至少有一部分，是来自小行星之间的碰撞，或是微小的陨石体对小行星的撞击。由于坡印廷—罗伯逊拖曳，来自太阳辐射的压力会使这些粒子以螺旋的路径缓慢的朝向太阳移动。[38]
这些细小的小行星微粒，和彗星抛出的物质，产生了黄道光。这种微弱的辉光可以太阳西沉后的暮光中，沿着黄道面的平面上观察到。产生黄道光的颗粒半径大约是40微米，而这种大小的颗粒可以维持的生命期通常是700,000年，因此必须有来自小行星带不断产生的颗粒。[38]