Una famiglia di asteroidi è un raggruppamento arbitrario di asteroidi caratterizzati da parametri orbitali simili (tipicamente il semiasse maggiore, l'eccentricità orbitale o l'inclinazione). I componenti di una stessa famiglia condividono un'origine comune, e potrebbero essere frammenti originatisi da un'antica collisione fra asteroidi. Nel caso di un insieme di asteroidi dotati di parametri orbitali analoghi, ma evidentemente privi di un'origine comune si preferisce parlare di gruppo di asteroidi.

Le famiglie più numerose possono contenere fino a diverse centinaia di asteroidi conosciuti, e potenzialmente migliaia di corpi minori ancora non individuati; le famiglie minori possono non superare la dozzina di componenti. In totale, si stima che fra il 33% e il 35% degli asteroidi della fascia principale del sistema solare faccia parte di una famiglia asteroidale.

Nella fascia principale si individuano da 20 a 30 famiglie facilmente riconoscibili, e diverse decine di raggruppamenti meno certi e condivisi. Vi sono inoltre gruppi asteroidali simili a famiglie situati al di fuori della fascia, come il gruppo di Pallade, il gruppo di Hungaria e il gruppo di Focea, caratterizzati da orbite con semiassi maggiori più bassi o inclinazioni orbitali più elevate degli asteroidi della fascia.

Una famiglia è stata associata all'oggetto transnettuniano Haumea ^[1]. Alcuni studi, sinora privi di conferma, hanno cercato di individuare famiglie asteroidali fra gli asteroidi troiani dei giganti gassosi del sistema solare.

Si ritiene che le famiglie asteroidali siano il risultato di collisioni fra asteroidi; sebbene nella maggior parte dei casi non sia più presente nessuno dei corpi originari, vi sono alcune famiglie originatesi da impatti che non hanno distrutto l'asteroide principale (è il caso della famiglia Vesta, della famiglia Pallade, della famiglia Igea e della famiglia Massalia). Naturalmente, queste famiglie comprendono generalmente un corpo di grandi dimensioni, fortemente craterizzato, e numerosi asteroidi minori. Infine, alcune famiglie (come la famiglia Flora) presentano strutture più complesse che non sono facilmente giustificabili attraverso le attuali teorie.

A causa dell'origine comune dei componenti di una famiglia, essi presentano la stessa composizione chimica; un'importante eccezione è data da quelle poche famiglie (come la famiglia Vesta) che hanno avuto origine da un planetoide di discrete dimensioni dotato di strati geologici con diversa composizione chimica.

Si ritiene che la vita media di una famiglia asteroidale sia nell'ordine del miliardo di anni; pertanto forse nessuna delle famiglie attualmente osservabili risalgono alla formazione del sistema solare. I processi che possono portare alla disgregazione di una famiglia comprendono la lenta azione di perturbazione gravitazionale da parte di Giove e degli altri pianeti, oppure la possibilità di impatti successivi che riducano le dimensioni medie dei corpi, rendendoli soggetti alle deviazioni orbitali dovute all'effetto Yarkovsky.

Probabilmente le famiglie più antiche hanno ormai perso tutti i corpi di dimensioni ridotte o discrete; è forse il caso degli asteroidi Metide e Amaltea, forse capostipiti di un'antica famiglia.

Gli asteroidi vengono attribuiti alle diverse famiglie a seconda dei loro parametri orbitali propri, differenti dai parametri orbitali ordinari, che variano periodicamente su scale di tempo di decine di migliaia di anni. L'analisi dei parametri orbitali propri è stata introdotta dall'astronomo giapponese Kiyotsugu Hirayama, che per primo individuò le principali famiglie asteroidali nel 1918. In suo onore, le famiglie di asteroidi sono anche note come famiglie Hirayama; l'espressione è talvolta utilizzata per riferirsi, più specificamente, alle cinque famiglie scoperte dall'astronomo.

Naturalmente la mera somiglianza dei parametri orbitali non è sufficiente a garantire l'appartenenza di un corpo alla famiglia; un esempio eclatante è quello di Cerere, anticamente considerato prototipo di una famiglia omonima, ma oggi semplicemente riconosciuto come un intruso all'interno della famiglia Gefion, con cui condivide i parametri orbitali ma non l'origine.

Solitamente si ricorre alle caratteristiche spettrali per verificare l'effettiva affinità chimico-geologica dei corpi situati all'interno delle famiglie.

• [A]: Le analisi HCM e WAM di Zappalà et al. risalgono al 1995, e consideravano circa 12 487 asteroidi; oggigiorno si conoscono oltre 300 000 asteroidi. Il numero indicato è quindi abbondantemente inferiore al valore effettivo.

Gruppi e famiglie minori sono categorizzati in Categoria:Gruppi e famiglie di asteroidi.

• (EN) Philippe Bendjoya e Vincenzo Zappalà, Asteroid Family Identification, in Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002, pp. 613–618, Bibcode:2002aste.book..613B, ISBN 0-8165-2281-2.
• (EN) V. Zappalà, A. Cellino, A. dell'Oro e P. Paolicchi, Physical and Dynamical Properties of Asteroid Families, in Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002, pp. 619-631, Bibcode:2002aste.book..619Z, ISBN 0-8165-2281-2.
• (EN) A. Cellino, S. J. Bus, A. Doressoundiram e D. Lazzaro, Spectroscopic Properties of Asteroid Families, in Asteroids III, Tucson, University of Arizona Press, 2002, pp. 633–643, Bibcode:2002aste.book..633C, ISBN 0-8165-2281-2.
• (EN) Kiyotsugu Hirayama, Groups of asteroids probably of common origin, in Astronomical Journal, vol. 31, n. 743, ottobre 1918, pp. 185-188, Bibcode:1918AJ.....31..185H, DOI:10.1086/104299.
• (EN) David Nesvorný, William F. Bottke Jr., Luke Dones e Harold F. Levison, The recent breakup of an asteroid in the main-belt region (PDF), in Nature, vol. 417, giugno 2002, pp. 720-722, DOI:10.1038/nature00789.
• (EN) Vincenzo Zappalà, Alberto Cellino, Paolo Farinella e Zoran Knežević, Asteroid families I - Identification by hierarchical clustering and reliability assessment, in Astronomical Journal, vol. 100, n. 6, dicembre 1990, pp. 2030-2046, Bibcode:1990AJ....100.2030Z, DOI:10.1086/115658.
• (EN) Vincenzo Zappalà, Alberto Cellino, Paolo Farinella e Andrea Milani, Asteroid families II - Extension to unnumbered multiopposition asteroids, in Astronomical Journal, vol. 107, febbraio 1994, pp. 772-801, Bibcode:1994AJ....107..772Z, DOI:10.1086/116897.
• (EN) V. Zappalà, Ph. Bendjoya, A. Cellino, P. Farinella e C. Froeschlé, Asteroid Families: Search of a 12,487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques, in Icarus, vol. 116, n. 2, agosto 1995, pp. 291-314, DOI:10.1006/icar.1995.1127.
• (EN) M. S. Kelley e M. J. Gaffey, 9 Metis and 113 Amalthea: A Genetic Asteroid Pair, in Icarus, vol. 144, n. 1, marzo 2000, pp. 27-38, DOI:10.1006/icar.1999.6266.
• (EN) David Nesvorný, William F. Bottke, David Vokrouhlický, Alessandro Morbidelli e Robert Jedicke, Asteroid families, in Proceedings of the International Astronomical Union, Symposium S229: Asteroids, Comets, Meteors, vol. 1, agosto 2005, pp. 289-299, Bibcode:2006IAUS..229..289N, DOI:10.1017/S1743921305006800.

• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su famiglia di asteroidi

• (EN) Planetary Data System - database di famiglie asteroidali, secondo l'analisi di Zappalà del 1995.
• (EN) Parametri orbitali propri degli asteroidi numerati (aggiornato). URL consultato il 24 settembre 2017 (archiviato dall'url originale il 20 febbraio 2006)..
• (EN) Gruppi di comete e asteroidi (archiviato dall'url originale il 5 febbraio 2021), a cura di Petr Schreich.
• (EN) What Are Minor Planets ?, su thrushobservatory.org (archiviato dall'url originale il 21 agosto 2008)..

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