Małe ciała w Układzie Słonecznym zazwyczaj dzieli się na dwie grupy – komety i planetoidy, różniące się obecnością lub brakiem aktywności sublimacyjnej oraz kształtem orbit. Obraz ten uległ jednak załamaniu wraz z odkryciem pierwszej znanej aktywnej planetoidy w 1996 r. i wyodrębnieniem nowej grupy komet – Komet Pasa Głównego (MBC, main belt comets). Są to ciała mające warkocze przypominające komety, ale poruszające się po orbitach typowych dla planetoid Pasa Głównego. Ujawnienie procesu stojącego za ich aktywnością może mieć daleko idące konsekwencje dla zrozumienia ewolucji naszego Układu Słonecznego.
Emisja gazu przez komety wykrywana jest bezpośrednio poprzez linie emisyjne powstające w procesie fluorescencji licznych związków chemicznych oddziałujących z promieniowaniem UV Słońca. Pomiary ilości emitowanych gazów są wykorzystywane w celu określenia obecności ich substancji macierzystych, uwalnianych z jądra komety w procesie sublimacji lodu.
Ze względu na silną emisję w widmie widzialnym (w szczególności, zwykle bardzo jasne pasmo na długości 388 nm), najczęściej mierzone linie emisyjne pochodzą od rodników CN. Jednakże, pomimo ich jasności, żadna z nich nie została jeszcze zaobserwowana w MBC. Nawet przy szybkim rozwoju teleskopów naziemnych w ostatnich latach, szansa na wykrycie z Ziemi linii emisyjnych jest bardzo mała, biorąc pod uwagę, jak słabe są MBC w porównaniu do innych komet okresowych, dla których wykonano do tej pory pomiary. Znaczenie pomiarów emisji CN jest tym większe, że tempo jego produkcji może być wykorzystane jako estymator obfitości pary wodnej, opierając się na założeniu, że stosunek H2O i CN jest typowy dla danej populacji komet. Na przykład, w komie przeciętnej komety z rodziny Jowisza szacuje się, że Q(H2O)/Q(CN)=350-360, chociaż może się on różnić w zależności od komety i niekoniecznie jest stały wzdłuż całej orbity.
A jednak, pomimo braku spektroskopowej detekcji potwierdzającej emisję gazu, sublimacja lodu wodnego pozostaje najbardziej prawdopodobnym wyjaśnieniem powtarzającej się aktywności MBC. Ponieważ linie emisyjne nie mogą być mierzone bezpośrednio, musimy polegać na górnych limitach tempa produkcji CN (i wynikającej z tego produkcji wody) uzyskanych dla kilku takich obiektów przy użyciu jednego z największych teleskopów, takich jak: Keck, Very Large Telescope (VLT), Gemini i Gran Telescopio Canarias (GTC).
Większość z obserwowanych obiektów wykazywała pewne oznaki aktywności podczas co najmniej dwóch powrotów. W 313P widoczny był warkocz w kształcie wachlarza utrzymujący się przez co najmniej 3 miesiące. Z kolei 358P dzięki kilkumiesięcznej aktywności wykształciła warkocz skierowany odsłonecznie i rozmytą komę. Oszacowane górne limity na tempo produkcji CN tych dwóch komet wynoszą odpowiednio: 1,8×1023 mol s-1 i 1,5×1023 mol s-1. Jewitt et al. (2009) ustalili bardzo podobny górny limit Q(CN)=1.4×1023 mol s-1 dla komety 259P, która również posiadała widoczny warkocz pyłowy i pozostawała aktywna przez około miesiąc. Pyłowy trail 288P był zgodny z płaszczyzną orbity obiektu, co może wskazywać na długotrwałą emisję, prawdopodobnie spowodowaną aktywnością sublimacyjną. Z drugiej strony, aktywność P/2013 R3 jest spowodowana fragmentacją zachodzącą stopniowo przez wiele miesięcy. Chociaż rozpad rotacyjny jest najbardziej prawdopodobnym scenariuszem, aktywność pyłowa fragmentów mogła być wynikiem sublimacji nowo odsłoniętego lodu, jak podają Jewitt et al. (2014a) z oszacowanym górnym limitem Q(CN)=1,2×1023 mol s-1. Należy zauważyć, że te górne limity są zgodne z powszechnie podawanymi w literaturze pomiarami dla komet w odległości ok. 1 au od Słońca, gdzie wykrywalne Q(CN) osiąga kilka razy 1023 mol s-1. Stąd szacowane tempo produkcji z “typowego” kometarnego stosunku H2O/CN wynosi Q(H2O) = 1025 – 1026 mol s-1, co jest znacznie niższe niż dla przeciętnej komety z rodziny Jowisza w podobnej odległości heliocentrycznej.
Kolejnym wyzwaniem jest odróżnienie długotrwałej aktywności od impulsywnego zdarzenia, pozostawiającego rozpraszającą się chmurę pyłu. W tym drugim przypadku powyższe oszacowania tempa produkcji okazałyby się nieprawidłowe. W rozwiązaniu tego problemu stosuje się modele budowy komy pyłowej, pomagające w rozróżnieniu pomiędzy tymi dwoma zjawiskami. Uważamy, że stosunek Q(H2O)/Q(CN) dla MBC może znacznie różnić się od wartości oczekiwanych dla “zwykłych” komet, ponieważ te szacunki są wynikiem uśrednienia tempa produkcji dla dobrze zbadanych ciał (a więc zależy od wyboru próbki obiektów). Co więcej, emisje H2O i CN są chemicznie niezwiązane, co ogranicza stosowalność tego przybliżenia jedynie do przypadku, w którym CN jest początkowo uwięziony w porach jądra komet i zostaje uwolniony wraz z sublimacją kolejnych warstw lodu wodnego.
Najlepszym rozwiązaniem na poszukiwanie źródła aktywności komet Pasa Głównego wydają się bezpośrednie obserwacje tempa produkcji wody. W latach 2012-2013 podjęto dwie próby bezpośredniej detekcji pary wodnej za pomocą Kosmicznego Obserwatorium Herschela, jednak misja tego teleskopu dobiegła już końca, pozostawiając górne ograniczenia na tempo produkcji wody w dwóch MBC: Q(H2O)=4×1025 mol s-1 dla 176P i Q(H2O)=7.6×1025 mol s-1 dla 358P. Niezależnie uzyskano ograniczenie inne ograniczenie na Q(H2O) wynikające z braku detekcji produktów fotodysocjacji wody (OH, O) przez VLT i jest ono zgodne z danymi Herschela – 8×1025 mol s-1. Zarówno pomiary bezpośrednie, jak i szacunki wykorzystujące relację empiryczną z CN, ustalają górny limit wody MBC na co najwyżej 1×1026 mol s-1 i średnio kilka razy 1025 mol s-1. To wciąż co najmniej o rząd wielkości mniej niż najniższe tempo produkcji wody wyznaczone za pomocą detektora Lyman-α SOHO SWAN (~1027 mol s-1), jednak możliwości tego instrumentu ograniczają jego zastosowanie tylko do jasnych komet znajdujących się blisko sondy SOHO i Słońca, co z pewnością nie jest spełnione dla żadnej MBC.