还有第三类的小行星，总数约占10%的M-型小行星。它们的光谱中含有类似铁-镍的谱线，显白色或轻微的红色，而没有吸收线的特征。M-型小行星推测是由核心以铁-镍为主母体经过毁灭性撞击形成。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。
测量小行星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。这也说明直径超过100米的小行星实际上是在碰撞后的瓦砾堆中形成的。
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）。在小行星带中半径为10公里的天体，平均每一千万年就会发生一次碰撞。
碰撞会产生许多小行星的碎片（导致新的小行星族产生），而且一些碰撞的残骸可能会在进入地球的大气层并成为陨石。但当小行星以低速碰撞时，两颗小行星可能会结合在一起。在过去的40亿年中，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，小行星带中也包含了半径只有数百微米的尘埃微粒。这些细微颗粒至少有一部分是来自小行星之间的碰撞（或微小的陨石体对小行星的撞击）。
由于坡印廷·罗伯逊阻力，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。
这些细小微粒带动彗星抛出的物质，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为40微米，而这种颗粒可以维持的生命期通常是700,000年，因此必须有新产生的颗粒源源不断地来自小行星带。
在主带的小行星大约有三分之一属于不同家族的成员。同一家族的小行星来自同一个母体的碎片，共享着相似的轨道元素，像是半长轴、离心率、轨道倾角，还有相似的光谱。由这些轨道元素的图型显示，在主带中的小行星集中成几个家族，大约有20–30个集团可以确定是小行星族，并且可能有共同的起源。
还有一些可能是，但还不是很确定的。小行星族可以借由光谱的特征来进行辨认。较小的小行星集团称为组或群。
在主带内著名的小行星族（依半长轴排序）有花神星族、司法星族、鸦女星族,?曙神星族、和司理星族。
最大的小行星族是以灶神星为主的灶神星族（谷神星是属于Gefion族的闯入者），相信是由形成灶神星上陨石坑的撞击造成的，而且HED陨石可能也是起源自这一次的撞击。
在主带内也被找到三条明显的尘埃带，他们与曙神星、鸦女星、司理星有相似的轨道倾角，所以可能也属于这些家族。
在小行星带的内缘（距离在1.78和2.0天文单位之间，平均
半长轴1.9天文单位）有匈牙利族的小行星。
它们以匈牙利为主，至少包含52颗知名的小行星。匈牙利族的轨道都有高倾角，并被4：1的柯克伍德空隙与主带分隔开来。有些成员属于穿越火星轨道的小行星，并且可能是因为火星的扰动才使这个家族的成员减少。