Семейства астероидов были обнаружены в 1918 году японским астрономом Киёцугу Хираяма, который провёл сравнительный анализ орбит довольно большого числа астероидов и первым заметил, что эти параметры сходны у некоторых из них.
    На сегодняшний день известно, что почти каждый третий астероид входит в состав какого-либо семейства. Признаком принадлежности астероидов к одному семейству являются примерно одинаковые орбитальные параметры, такие как большая полуось, эксцентриситет и наклон орбиты, а также аналогичные спектральные особенности, последние указывают на общность происхождения астероидов семейства, образовавшихся в результате распада более крупного тела. Построение диаграммы зависимости наклонов орбит астероидов от их эксцентриситета позволяет наглядно выделить группы астероидов, указывающих на существование семейства.
    Обнаружено уже несколько десятков астероидных семейств, большинство из них небольшие как по размеру астероидов, так и по их количеству, но есть и очень крупные семейства. В последнее время было обнаружено ещё несколько десятков скоплений астероидов, но их статус пока точно не определён. Он может быть окончательно подтверждён только в случае общности спектральных характеристик астероидов. Меньшие ассоциации астероидов называются группами или кластерами.

На данной диаграмме зависимости наклона (ip) орбиты от эксцентриситета (ep) среди астероидов главного пояса хорошо видно несколько крупных астероидных скоплений.

СЕМЕЙСТВА АСТЕРОИДОВ

    Вот несколько наиболее крупных семейств астероидов, приведённых в порядке возрастания их больших полуосей: семейство Флоры, семейство Эвномии, семейство Корониды, семейство Эос и семейство Фемиды. Семейство Флоры является одним из самых многочисленных, в него входит больше 800 астероидов, возможно, оно сформировалось в результате столкновения двух крупных астероидов около миллиарда лет назад. Основную массу семейств представляют небольшие астероиды, но есть среди них и очень крупные. Крупнейшим астероидом, являющимся частью семейства, является астероид (4) Веста, который возглавляет одноимённое семейство. Считается, что оно образовалось при падении на Весту в районе её южного полюса крупного метеорита, который выбил из неё большое количество фрагментов, ставших семейством. Часть из них упала на Землю в виде HED-метеоритов.
    Помимо этого, в главном поясе были обнаружены три полосы пыли, которые, судя по орбитальным параметрам, могут быть приурочены к трём семействам астероидов: Эос, Корониды и Фемиды.


    Семейство астероидов - это группа астероидов, которые имеют примерно одинаковые орбитальные характеристики, например, такие как большая полуось, эксцентриситет и наклонение орбиты. Астероиды, входящие в состав семейства, как правило, являются фрагментами столкнувшихся в прошлом более крупных астероидов, разрушившихся в результате этого столкновения.

Диаграмма распределения астероидов в зависимости от большой полуоси и наклонения орбиты. Астероидные семейства видны здесь как отдельные сгустки. Щели Кирквуда, соответствующие резонансным орбитам, разделяют диаграмму на несколько частей (A, B+C, D, E+F+G)

СЕМЕЙСТВА АСТЕРОИДОВ

    Характерные особенности
    Большие семейства могут содержать сотни крупных астероидов и ещё множество мелких, большинство из которых, вероятно, ещё не открыты. Мелкие семейства могут содержать всего лишь около десятка более-менее крупных астероидов. Почти треть астероидов главного астероидного пояса (от 33% до 35%) входят в состав различных семейств.
    На данный момент открыто около 20—30 семейств астероидов (официально признанных научным сообществом) и несколько десятков более мелких групп астероидов, которые не получили официальное признание. Большинство семейств находятся в главном поясе астероидов, но есть и такие, которые встречаются за его пределами, например, семейство Паллады, семейство Венгрии, семейство Фокеи, орбиты которых из-за слишком больших (слишком малых) радиусов или значительного наклонения лежат за пределами пояса.
    Одно из семейств было найдено даже среди транснептуновых объектов в поясе Койпера, оно связано с астероидом Хаумеа. Некоторые исследователи считают, что и троянские астероиды образовались когда-то в результате разрушения более крупного тела, но чётких доказательств этому пока не найдено.

    Происхождение и эволюция
    Семейства предположительно являются фрагментами столкнувшихся и разрушившихся впоследствии крупных астероидов. В большинстве случаев при столкновении родительские астероиды полностью разрушаются, но существуют и такие семейства, в которых родительский астероид остался цел. Если столкнувшийся с астероидом объект был не очень крупным, то он может выбивать многочисленные мелкие фрагменты из астероида, которые потом и составляют семейство, не разрушая его самого. Сюда относятся семейства таких астероидов, как (4) Веста, (10) Гигея и (20) Массалия. В них присутствует крупное центральное тело и множество мелких астероидов, выбитых из его поверхности. Некоторые семейства, например семейство Флоры, имеют очень сложную внутреннюю структуру, которая до сих пор не имеет удовлетворительного объяснения. Возможно, она связана с тем, что имело место не одно, а несколько крупных столкновений в разные исторические периоды.
    В ввиду того, что все астероиды семейства образуются из одного родительского тела, как правило, они все имеют одинаковый состав. Исключением являются только семейства, образовавшиеся из очень крупных астероидов, где уже произошла дифференциация недр. Ярким представителем такого семейства является семейство Весты.
    Срок жизни астероидных семейств составляет порядка одного миллиарда лет в зависимости от различных факторов (например, небольшие астероиды покидают семейство быстрее). Это в несколько раз меньше возраста Солнечной системы, таким образом раньше таких семейств могло быть гораздо больше, а существующие семейства астероидов по сути являются реликтами ранней Солнечной системы. Существует две основные причины распада астероидного семейства: с одной стороны — это постепенное рассеивание орбит астероидов из-за возмущающего действия гравитации Юпитера, а с другой — столкновения астероидов между собой и дробление их на более мелкие фрагменты. Небольшие астероиды легко подпадают под действие различных небольших возмущающих воздействий, таких как эффект Ярковского, которые в силу малой массы астероида могут существенно изменять его орбиту за короткий промежуток времени, в результате астероид может постепенно перейти на резонансную с Юпитером орбиту. Оказавшись там, они сравнительно быстро выбрасываются им за пределы пояса астероидов. Предварительные оценки возраста различных семейств дают разброс от нескольких миллионов (семейство Карины) до несколько миллиардов лет. Как полагают учёные, в старых семействах очень мало небольших астероидов. Отсутствие маленьких астероидов является основным критерием определения возраста астероидных семейств.
    Предполагается, что самые старые семейства потеряли почти все свои мелкие и средние астероиды и состоят лишь из самых крупных астероидов. Примером остатков таких семейств возможно является астероиды (9) Метида и (113) Амальтея. Одним из доказательств большой распространённости семейств в прошлом являются результаты химического анализа железных метеоритов. Они показывают, что когда-то существовали по крайней мере от 50 до 100 крупных астероидов, в которых произошла дифференциация недр и которые, будучи разрушенными, послужили источником таких метеоритов.

    Определение семейств
    Если нанести известные элементы орбит астероидов на диаграмму зависимости наклонения орбиты от эксцентриситета (или от большой полуоси), можно легко заметить концентрации астероидов в определённых областях диаграммы. Это и есть семейства.
    Строго говоря, семейства и их членов определяют на основе анализа так называемых собственных элементов орбиты, а не стандартных оскулирующих элементов, которые за счёт различных возмущающих факторов изменяются за несколько тысяч лет, в то время как собственные элементы орбиты остаются постоянными в течение десятков миллионов лет.
    Японский астроном К. Хираяма (1874—1943) впервые оценил собственные элементы орбит астероидов и первым в 1918 году выявил пять самых крупных семейств, образовавшихся в результате распада более крупного астероида. В его честь эти пять семейств ныне иногда называют семействами Хираямы.

Элементы орбит астероидов: стандартные кеплеровы элементы орбиты (семейства практически неразличимы)

СЕМЕЙСТВА АСТЕРОИДОВ

    На сегодняшний день использование специальных компьютерных программ обработки результатов наблюдений позволило учёным выявить десятки семейств астероидов. Наиболее эффективными алгоритмами являются «метод иерархической кластеризации» (от англ. Hierarchical Clustering Method, сокращённо HCM), который ищет астероиды с небольшим расстоянием между собой или до основного астероида, и «метод вейвлет-анализа» (от англ. Wavelet Analysis Method, сокращённо WAM), который строит диаграмму распределения плотности астероидов и находит концентрации на этой диаграмме.
    Границы семейств бывают очень расплывчатыми, поскольку вокруг находится ещё множество других астероидов, то по краям они постепенно сливаются с общим фоном главного пояса. По этой причине численность даже относительно хорошо изученных семейств астероидов определена лишь приблизительно, а принадлежность к семейству находящихся рядом с ним астероидов остаётся точно неопределённой.

Собственные элементы орбиты (семейства хорошо видны на общем фоне)

СЕМЕЙСТВА АСТЕРОИДОВ

    Кроме того некоторые «случайные» астероиды из общего окружающего фона могут каким-либо образом оказаться в центральных районах семейства. Поскольку настоящие члены семейства должны иметь приблизительно одинаковый химический состав, выявить такие астероиды на основании анализа их спектральных характеристик, которые будут не совпадать с основной массой астероидов семейства, в принципе, вполне возможно. Самым ярким примером этого случая является малая планета 1 Церера, одно время считавшаяся главным представителем семейства Гефьён, которое тогда называлось в честь неё семейством Цереры. Позже однако выяснилось, что Церера не имеет никакого отношения к этому семейству.
    Спектральные характеристики могут быть использованы также для определения принадлежности астероидов, находящихся во внешних областях семейства, как это было сделано для семейства Весты, имеющего очень сложную структуру.


    Ещё одним интересным семейством астероидов является семейство Венгрии, которое расположено вблизи внутренней границы главного пояса (между 1,78 и 2,0 а. е., со средними значениями больших полуосей 1,9 а. е.). Это небольшое семейство из 52 астероидов названо в честь самого крупного представителя — астероида (434) Венгрия. Астероиды семейства Венгрии отделены от основной массы астероидов главного пояса щелью Кирквуда, соответствующей одному из четырёх сильных орбитальных резонансов 4:1, и обладают значительным наклоном орбит. Причём из-за относительно высокого эксцентриситета некоторые из его членов в процессе движения вокруг Солнца пересекают орбиту Марса и, как следствие, испытывают сильное гравитационное воздействие с его стороны, что, вероятно, является фактором, снижающим численность данного семейства.
    Другой группой астероидов во внутренней части главного пояса, обладающей высоким наклоном орбиты среди своих членов, является семейство Фокеи. Подавляющее большинство его представителей относятся к светлому спектральному классу S, в то время как большинство астероидов семейства Венгрии относится к классу E. Орбиты астероидов семейства Фокеи расположены в промежутке между 2,25 и 2,5 а. е. от Солнца.
    К внешней границе главного пояса также относится несколько семейств астероидов. Среди них выделяют семейство Кибелы, которое находится в промежутке между 3,3 и 3,5 а. е. от Солнца и в слабом орбитальном резонансе с Юпитером 7:4, а также семейство Хильды на орбитах между 3,5 и 4,2 а. е., находящееся в орбитальном резонансе с Юпитером 3:2. За пределами расстояния в 4,2 а. е. и вплоть до орбиты Юпитера также встречаются астероиды, но значительно реже, чем в самом поясе. Зато на самой орбите Юпитера находятся две очень крупные группы астероидов, получивших название троянских, которые приурочены к двум точкам Лагранжа L4 и L5. Впрочем, троянские астероиды существуют не только у Юпитера, но и у большинства других внешних планет.


    Некоторые из существующих на сегодня семейств образовались в астрономическом масштабе совсем недавно. Ярким примером является семейство Карины, которое сформировалось сравнительно недавно, 5,7 млн лет назад, в результате катастрофического столкновения двух тел диаметром 30 и 5 км. Другая молодая группа астероидов, семейство Веритас, образовалась 8,3 млн лет назад, тоже в результате столкновения; она включает в себя 62 астероида, а также пылевой шлейф на орбите.
    Ещё более молодым является кластер Датуры, который образовался в результате столкновения двух небольших астероидов примерно 450 тыс. лет назад, согласно данным орбит членов кластера. Ещё одним молодым кластером, несколько старше предыдущего, является кластер астероида (4652) Ианнини, который, вероятно, образовался от 1 до 5 млн лет назад.

---