Семейство Эос — является довольно крупным семейством астероидов главного пояса. Все астероиды этого семейства движутся по сходным орбитам, это свидетельствует о том, что данное семейство, как, вероятно, и большинство других астероидных семейств, образовалось в результате катастрофического столкновения двух крупных астероидов на заре формирования Солнечной системы. Семейство получило своё название в честь астероида (221) Эос, одного из самых крупных астероидов данного семейства.
    В 1918 году, когда японский астроном Киёцугу Хираяма учился в Йельском университете он начал изучать закономерности движения астероидов. Проведя анализ движения множества астероидов, с учётом их эксцентриситета и наклонения орбит, он обнаружил, что некоторые астероиды движутся группами. В том же 1918 году он описал пять таких групп и, среди них, группу Эос, в которую тогда входило 19 астероидов. С тех пор количество членов этого семейства непрерывно росло, достигнув в 1993 году 289 астероидов.
    Это семейство иногда называют семейством Хираямы, в честь японского астронома К. Хираямы открывшего эти семейства, так как астероиды этого семейства, также как и астероиды ещё четырёх других семейств, имеют одинаковый спектральный и химический состав и образовались в результате разрушения родительского тела.
    В настоящее время обнаружено более 4400 членов данного семейства. Внутренняя граница семейства проходит на расстоянии 2,99 а. е., что соответствует орбитальному резонансу с Юпитером 7/3, а внешняя на расстоянии 3,03, что соответствует резонансу 9/4.
    Большинство астероидов находятся вблизи внешней границы семейства и лишь некоторые встречаются на более близких к Солнцу орбитах. Распределение астероидов по размеру указывает на то, что возраст семейства составляет не более 1-2 млрд лет
    Хираяма предположил, что все эти семейства астероидов образовались при столкновении с родительским астероидом, из которого образовались астероиды семейства, с другим крупным астероидом и, последующего, разрушения этого астероида на отдельные небольшие астероиды-фрагменты. Такое объяснение и сегодня весьма популярно в астрономическом сообществе. Исследования астероидов семейства Эос показало, что эти астероиды имеют близкие спектральные характеристики, что лишний раз подтверждает правоту данной теории. К тому же, судя по этим спектрам, до своего разрушения родительский астероид мог претерпеть частичное расплавление и дифференциацию недр, что свидетельствует о довольно большом размере этого астероида. То есть до распада часть более тяжёлых элементов переместилась ближе к ядру, а после наряду с обычными астероидами со сравнительно малой плотностью, образовавшимися из поверхностных слоёв, из близкой к ядру зоны могли образоваться и более плотные астероиды. Но более точное изучение этих астероидов затруднительно, так на протяжении млрд лет своего существование они подвергались процессам космического выветривания.
    Спектроскопические исследования, показывают, что астероиды этого семейства принадлежат к астероидам спектрального класса S. Однако, исследования Эос и некоторых других астероидов семейства в инфракрасном спектре показали определённые различия в составе астероидов класса S. В результате некоторые астероиды семейства были отнесены к классу астероидов K. Если судить по найденным на Земле метеоритам, то эти астероиды могут быть связаны с хондритами типа CO3 или CV3, но не с ОС типом (англ.). Объекты, движущиеся по схожим орбитам вблизи семейства, но не имеющие данного спектра, не могут являться членами семейства.
    Периоды вращения отдельных астероидов порой сильно отличаются друг от друга — это результат взаимных столкновений между ними. Предполагается, что астероиды первоначально должны были сохранить определённую «память» о скорости вращения родительского тела. Исходя из этого предположения его скорость вращения должна была составлять от одного до трёх суток. Эволюционные модели, основанные на скорости вращения отдельных астероидов семейства дают наиболее вероятную оценку возраста данного семейства в 1,1 млрд лет. Численное моделирование позволило предположить вероятную схему этого столкновения: астероид массой в 1/10 массы родительского астероида, диаметр которого составлял около 240 км, столкнулся с ним, двигаясь в плоскости эклиптики.
    Не все фрагменты родительского астероида остались в данном семействе. Спектроскопические исследования показали, что некоторых из них можно встретить на резонансной с Юпитером орбите 9/4. Эти астероиды являются относительно молодыми по сравнению с другими астероидами семейства и, вероятно, образовались в результате вторичных столкновений между членами семейства.

 

    Семейство Эвномии — это крупная группа силикатных астероидов класса S в центральной части главного пояса. В состав этого семейства входит около 5 % всех астероидов главного пояса. Данное семейство получило своё название в честь греческой богини Эвномии. Это семейство также иногда называют семейством Хираямы, в честь японского астронома К. Хираяма, так как астероиды этого семейства, также как и астероиды ещё несколько других семейств, имеют одинаковый спектральный и химический состав и образовались в результате разрушения родительского тела.
    Как и некоторые другие семейства астероидов семейство Эвномии образовалось при разрушении родительского астероида в результате столкновения с ним другого крупного астероида. Астероид (15) Эвномия располагается вблизи центра масс семейства, в нём сосредоточено около 70-75 % вещества родительского тела. Он является самым крупным представителем своего семейства, а также крупнейшим «каменным» астероидом спектрального класса S среди всех астероидов главного пояса. Эвномия имеет сильно вытянутую форму с поперечником вдоль продольной оси 300 км и средним диаметром 250 км. А средний диаметр родительского тела до его разрушения мог составлять около 280 км. Вполне вероятно, что благодаря своим размером в родительском астероиде могла произойти частичная дифференциация недр, так как спектры поверхности Эвномии и некоторых других астероидов семейства имеют определённые различия. При этом некоторые исследователи отмечают, что родительский астероид до своего окончательного разрушения мог пережить ещё несколько крупных столкновений. Вероятной причиной разрушения астероида мог послужить астероид диаметром около 50 км, врезавшийся в родительский астероид на скорости 22000 км/ч.
    Другие члены семейства довольно равномерно распределены в пространстве вокруг Эвномии. Второй по величине астероид (258) Тихея заметно уступает по размерам Эвномии и имеет лишь 65 км в диаметре, однако его принадлежность к семейству пока не установлена. Поэтому на данный момент совершенно точно можно утверждать, что крупнейший астероид семейства после Эвномии не превышает 30 км.
    Спектроскопические исследования показывают, что члены семейства заметно различаясь по химическому составу, тем не менее, остаются в рамках спектрального класса S. Они имеют в основном каменный (а не ледяной) состав поверхности, включая в себя различные силикаты, а также такие металлы как никель и железо и обладают довольно большим альбедо.

Расположение и структура семейства Эвномии
    Из-за более поздних столкновений, гравитационных возмущений Юпитера или других крупных астероидов, а также влияния эффекта Ярковского астероиды небольшого размеры с течением времени неминуемо покидают семейство и рассеиваются в космическом пространстве. При этом в семействе Эвномии сохранилось довольно много небольших астероидов, что указывает на сравнительно недавнее формирование этого семейства.
    В 2000 году аппарат Кассини-Гюйгенс пролетел вблизи одного из представителей данного семейства — астероида (2685) Мазурский. Однако, расстояние в млн км на котором аппарат пролетел мимо астероида, оказалось слишком большим для того, чтобы рассмотреть что-то на поверхности астероида.
    Астероиды семейства Эвномии движутся в области пространства, ограниченной орбитальными резонансами с Юпитером 3:1 и 8:3, при относительно высоком наклоне орбит.
    Так по данным статистического анализа (Zappala 1995) было выявлено 439 основных членов семейства. А в результате недавних исследований их число значитально возросло и на 2005 год составило 4649 астероидов среди 96944 астероидов, открытых на тот период времени, что составляет около 5 % всех астероидов главного пояса.

 

    Семейство Флоры — это крупная группа силикатных астероидов класса S во внутренней части главного пояса, происхождение и свойства которой пока сравнительно мало изучены.
    Из-за того, что границы семейства весьма размыты, долгое время считалось, что расположенная на периферии этого семейства группа астероидов Ариадны, является самостоятельным семейством, однако, благодаря более тщательному спектральному анализу (WAM analysis by Zappala 1995), она была признана частью семейства Флоры.
    Как и некоторые другие астероидные семейства, образовавшиеся в результате катастрофического столкновения родительского тела с другим крупным астероидом, это семейство иногда называют семейством Хираямы, в честь японского астронома К. Хираямы, ставшего первооткрывателем первых астероидных семейств этого типа.
    Вполне возможно, что именно это семейство было источником метеорита, упавшего на Землю 65 млн лет назад и послужившего причиной самого массового вымирания, во время которого с лица Земли исчезли практически все крупные животные, в том числе и динозавры.
    Семейство было названо в честь своего крупнейшего представителя астероида (8) Флора 140 км в диаметре. Семейство образовалось в результате столкновения с родительским телом другого крупного астероида, который выбил из него огромное количество фрагментов, ставших затем самостоятельными астероидами и вместе с Флорой образовавшие семейство астероидов. При этом родительское тело, скорее всего, было полностью разрушено, а сама Флора является лишь крупнейшим фрагментом этого тела, сосредоточившая в себе 80% массы всего астероидного семейства. Вторым по размеру членом семейства является астероид (43) Ариадна, которая содержит в себе большую часть оставшейся массы семейства, примерно 9%. Остальные астероиды, распределяю среди друг друга оставшиеся 11%, не превышают в диаметре и 30 км.

Расположение и структура семейства Флоры:
- слева: наклонение орбиты =f(большая полуось)
- справа: наклонение орбиты =f(эксцентриситет).
Точки на рисунке представляют собой распределение
плотности астероидов, а выделенная
часть семейство Флоры
    При этом значительная часть фрагментов, образовавшихся при разрушении родительского тела, на данный момент уже не входит в состав семейства. В частности, подсчитано, что хотя Флора и содержит 80% массы семейства, но это составляет лишь 57% от массы всего родительского тела. Вероятно, это произошло в результате вторичных столкновений между фрагментами, из-за чего часть из них была выброшена за пределы орбит семейства.
    Границы семейства весьма размыты, астероиды достигая максимальной концентрации в центре семейства, по мере удаления от него, постепенно теряются на фоне других астероидов главного пояса, концентрация которых, в этой части пояса особенно высока, что ещё больше усложняет задачу определения границ. Есть определённые неоднородности в распределении астероидов и внутри самого семейства, что может быть результатом вторичных столкновений. Кроме того, весьма любопытно, что самые крупные астероиды семейства (Флора и Ариадна), находятся на самой его окраине. Причина такого распределения астероидов внутри семейства пока не ясна.
    Одним из наиболее изученных астероидов главного пояса и наиболее известным среди астероидов семейства Флоры, является астероид (951) Гаспра, вблизи которого, на своём пути к Юпитеру, пролетел межпланетный исследовательский аппарат "Галилео". Результаты исследований плотности кратеров на поверхности астероида, показывают, что это по астрономическим меркам очень молодое семейство, возникшее примерно 200 млн лет назад. Причём, судя по высокой концентрации оливина в составе поверхности Гаспры, в родительском теле, из которого она образовалась, до его разрушения начала происходить частичная дифференциация недр.
    Астероиды семейства Флоры считаются весьма вероятными кандидатами в источники хондритов L типа, которые очень распространены и составляют примерно 38% всех найденных на Земле метеоритов. Это предположение обосновывается тем, что семейство расположено в довольно неустойчивой зоне, далеко от стабильных резонансных орбит и тем, что спектральные характеристики астероидов Флоры и найденных метеоритов довольно близки друг к другу.
    Семейство Флоры является одним из самых близких к нас астероидных семейств и к тому же состоит из астероидов светлого спектрального класса S, имеющих очень высокое альбедо поверхности. Всё это позволило семейству Флоры стать одним из самых многочисленных астероидных семейств. Так по данным за 1995 год численность астероидов семейства составляла 604 астероида в основной и примерно 1027 в более широкой группе. Однако по данным на 2005 год среди 96944 изученных в рамках проекта AstDys астероидов было выявлено уже 7438 объекта, лежащих в области, определяемой данной таблицей. Однако это области также частично захватывает области, в которых расположены астероиды семейства Весты и семейства Нисы. Поэтому более вероятная цифра количества членов составляет примерно 4000-5000 астероидов, что составляет около 5-6% всех известных на сегодняшний день астероидов главного пояса.

 

    Семейство Гигеи — группа тёмных углеродных астероидов главного пояса, принадлежащих к спектральным классам B и C. Семейство Гигеи, включающее в себя около 1% всех астероидов главного пояса, было так названо в честь своего самого крупного представителя — тёмного углеродного астероида (10) Гигея. Имея примерно 400 км в диаметре, он сосредоточил в себе около 94-98% от массы всего семейства, являясь четвёртым по размеру астероидом главного пояса. Соответственно другие астероиды этого семейства значительно уступают ему по размерам. Так, например, крупнейшие из них, астероиды (333) Бадения и (538) Фредерика, имеют в диаметре чуть более 70 км, в то время как все остальные астероиды не превышают и 30 км.
    Считается, что это семейство образовалось из-за катастрофического столкновения с Гигеей другого крупного астероида, в результате которого из Гигеи было выбито множество мелких фрагментов, которые затем и образовали данное семейство (Zappala 1995, Farinella 1996). Однако, два вышеупомянутых семидесятикилометровых астероида, из-за своих больших размеров несколько противоречат данному предположению: так, например, в семействе Весты, образовавшемуся по такому же сценарию, не ни одного астероида, за исключением самой Весты, превышающего в диаметре 10 км. Одним из вероятных объяснений этого противоречия может служить то, что, несмотря на схожие спектральные характеристики, эти астероиды на самом деле не входят в состав семейства Весты, а являются исключениями, поскольку сами по себе тёмные углеродные астероиды класса C весьма распространены среди астероидов главного пояса.

Расположение и структура семьи Гигея
    Интересен также тот факт, что семейство содержит значительное число объектов редкого спектрального класса B, крупнейшим из которых является, уже упоминавшийся ранее, астероид (538) Фредерика. Кроме того есть некоторые признаки того, что семейство Гигеи образовалось довольно давно.
    Численный анализ Zappala 1995 выявил около 103 основных членов данного семейства, но по данным последнего исследования (за 2005 год), охватившего 96944 астероида, численность этого семейства составляет никак не меньше 1043 астероидов.

 

    Семейство Корониды — это группа астероидов, расположенных в главном поясе между Марсом и Юпитером. Предполагается, что она образовалась более 2 млрд лет назад в результате столкновения двух крупных тел, закончившегося их разрушением. Поэтому это семейство иногда называют семейством Хираямы, в честь известного японского астронома К. Хираямы открывшего эти семейства, так как астероиды этого семейства, также как и астероиды ещё несколько других семейств, имеют одинаковый спектральный и химический состав и образовались в результате разрушения родительского тела.
    Крупнейший астероид этого семейства (208) Лакримоза имеет 41 км в диаметре. На сегодняшний день обнаружено более 300 астероидов, принадлежащих к этому семейству, но лишь 20 из них превышают в диаметре 20 км.
    Для членов семейства Корониды характерно довольно сильное временное изменение яркости, что говорит о неправильной форме астероидов, — яркость меняется по мере вращения вокруг своей оси. Исходя из анализа кривых блеска период вращения астероидов этого семейства колеблется от 6 до 18 часов.

Компиляция астероидов семейства Корониды
    Довольно необычным является то, что члены данного семейства движутся практически по одной орбите. Кроме того оси вращения астероидов не располагаются случайно, как можно было бы ожидать для астероидов, образовавшихся в результате столкновения. Ещё более необычным является то, что существует значительная корреляция между скоростью вращения и наклонением оси.
    Семейство получило своё имя в честь астероида (158) Коронида. Другими наиболее крупными и известными астероидами, входящими в это семейство, являются астероиды (167) Урда, (311) Клавдия, (321) Флорентина и (720) Болиния. 28 августа 1993 года КА Галилео пролетел рядом с одним из самых интересных астероидов представителей этого семейства, астероидом (243) Ида, у которого был обнаружен спутник Дактиль.

 

    Семейство Марии — это сравнительно небольшое семейство астероидов главного пояса, расположенное между орбитами Марса и Юпитера, которое, вероятно, образовалось в результате столкновения двух крупных астероидов, с их последующим разрушением.
    Это семейство иногда называют семейством Хираямы, в честь японского астронома К. Хираямы открывшего эти семейства, так как астероиды этого семейства, также как и астероиды ещё несколько других семейств, имеют одинаковый спектральный и химический состав и образовались в результате разрушения родительского тела.
    Данное семейство получило своё название в честь астероида (170) Мария. Считается, что именно это семейство может являться источником метеоритов, состоящих из обыкновенных хондритов группы L.
    В настоящее время обнаружено 81 астероид данного семейства. Они характеризуются относительно высоким наклоном орбиты от 15 ° - 17 °. Они движутся вокруг Солнца по орбитам с большими полуосями, лежащими в диапазоне от 2,5 до 2,625 астрономических единиц, что соответствует орбитальному резонансу с Юпитером 3:1.

 

    Семейство Нисы (также известное, как семейство Герты и семейство Пуланы) — группа астероидов главного пояса, обращающихся вокруг Солнца на орбитах, большие полуоси которых находятся в промежутке между 2,41 и 2,5 а. е.. Астероиды этого семейства имеют эксцентриситет между 0,12 ... 0,21 и наклон орбиты между 1,1 ... 4,3. Семейство названо в честь самого крупного своего представителя астероида (44) Ниса.
    Астероиды в данном семействе разделены по минералогическому составу на две различные подгруппы: Нисы и Пуланы. К первой подгруппе относятся астероиды спектрального класса S, а ко второй астероиды класса F.

 

    Семейство Фемиды — это крупное астероидное семейство, расположенное во внешней части главного пояса астероидов между орбитами Марса и Юпитера. Оно находится на среднем расстоянии 3,13 а. е. от Солнца и является одним из самых густонаселённых семейств.
    По структуре семейство дифференцировано довольно чётко: в центре находятся самые крупные астероиды, а на окраине семейства те, что поменьше. Именно к центральной группе и принадлежит астероид (24) Фемида (в честь которого семейство получило своё название), обнаруженный 5 апреля 1853 года итальянским астрономом Аннибале де Гаспарисом, в честь которого назван астероид (4279) Де Гаспарис.
    В настоящее время обнаружено более 535 членов данного семейства ((62) Эрато, (90) Антиопа, (104) Климена, (171) Офелия). Внутренняя граница семейства проходит на расстоянии 3,08 а. е., а внешняя на расстоянии 3,24 а. е.
    Семейство Фемиды является одним из старейших динамических семейств и состоит из тёмных углеродных астероидов класса C, по составу аналогичных хондритным метеоритам.

 

    Семейство Весты — одно из довольно больших и известных семейств астероидов, объединяющее в себя почти все астероиды спектрального класса V, находящиеся в непосредственной близости от астероида (4) Веста. Примерно 6 % всех астероидов главного пояса принадлежат именно к этому семейству.
    Основная масса астероидов этого семейства сосредоточена в астероиде Веста (средний диаметр 530 км), втором по размерам астероиде Солнечной системы. Остальные астероиды по размерам сильно уступают Весте и не превышают в диаметре 10 км. Самые яркие из них — это астероиды (1929) Коллаа и (2045) Пекин, но даже у них звёздная величина не превышает 12,2 m, что позволяет оценить их размер в 7,5 км. (если считать, что они обладают таким же большим альбедо, как и Веста; если их поверхность более тёмная, то размеры могут быть и большими).

Расположение и структура семейства Весты
    Считается, что семейство образовалось в результате столкновения Весты с крупным астероидом, который выбил из её поверхности огромное количество обломков, ставшими самостоятельными астероидами семейства, и оставил огромный кратер на южном полюсе Весты (размерами 460 км в поперечнике и 13 км в глубину, что сопоставимо с размерами самого астероида). HED метеориты, которые иногда находят на Земле, также являются результатом этого столкновения.
    В семейство также входят несколько астероидов класса J, которые также являются продуктами столкновения, но в отличие от астероидов V класса они были выброшены из более глубоких слоёв Весты.
    В результате статистического анализа параметров орбит астероидов семейства Весты было установлено, что численность астероидов данного семейства составляет 235 астероидов. Последующие исследования 2005 года увеличили численность семейства до 6051 астероида, что составляет 6% от всех открытых астероидов.

 

 

 

 

 

 

    Семейство Гефьён — это группа силикатных астероидов класса S в центральной части главного пояса астероидов. Данное семейство получило своё название в честь астероида (1272) Гефьён — астероида с наименьшим порядковым номером. Семейство является достаточно крупным. Так посредством статистического анализа (Zappala 1995) было выявлено около сотни астероидов этого семейства. А в результате недавних исследований их число было увеличено до 766.

Расположение и структура семейства Гефьён
    Среди астероидов семейства больше всего выделяется астероид (2631) Чжэцзян, который имеет в диаметре 34 км и является одним из крупнейших астероидов семейства и единственным, чей диаметр был определён достаточно точно. Другим крупным астероидом является (2911) Мяхелена — очень тёмный астероид (альбедо 0,025) с диаметром 47 км.

 

 

 

 

    Семейство Кибелы — группа астероидов во внешней части пояса астероидов. Астероиды этого семейства находятся на орбитах с большими полуосями, лежащими в промежутке 3,27 — 3,7 а. e., эксцентриситетом менее 0,3 и наклонением менее 25°. Семейство названо в честь крупнейшего своего представителя — астероида (65) Кибела, открытого в 1861 году.

 

    Семейство Хильды — группа тёмных углеродных астероидов, расположенных в главном поясе между орбитами Марса и Юпитера.
    Семейство Хильды не образует истинное семейство астероидов, так как его члены не являются фрагментами общего родительского тела, что характерно для большинства других астероидных семейств, а представляют собой просто динамическую группу астероидов, которая движется в орбитальном резонансе с Юпитером 2:3.
    Само семейство распределено по орбите довольно неравномерно и представляют собой треугольник с тремя отдельными локальными концентрациями астероидов в вершинах фигуры, приуроченные к трём основным положениям, соответствующим трём точкам Лагранжа: две из них расположено вблизи точек L4 и L5, и одно в точке L3, напротив Юпитера, в противоположной части его орбиты, что видно из рисунка, на котором астероиды этого семейства выделены коричневым цветом. Движение астероидов семейства построено таким образом, что именно там, в точке L3, располагаются афелии этих астероидов. При этом часть астероидов распределена в промежутке между основными концентрациями и каждая из которых последовательно проходит через все три точки Лагранжа.

Расположение троянских астероидов Юпитера (зелёный) и семейства Хильды (коричневый)
    Семейство названо в честь одного из главных своих представителей астероида (153) Хильда, открытого в 1875 году австрийским астрономом Иоганом Пализа. На август 2005 года было известно об 411 объектах с собственным именем и ещё 546 с временным обозначением. На данный же момент численность этого семейства превысила 1100 астероидов.
    Среди представителей этого семейства можно встретить тёмные углеродные астероиды спектрального класса C, но подавляющая масса астероидов относится к D и P классам. Эти два спектральных класса являются одними из самых распространённых среди астероидов внешней части главного пояса и троянских астероидов Юпитера. К этим же спектральным классам относятся и многие кометные ядра, что указывает на общий минералогический состав поверхности как комет, так и астероидов внешней части пояса, и астероидов семейства Хильды в частности. А это, в свою очередь, означает, что они могут иметь общее происхождение.
    Астероиды семейства движутся по орбитам с большими полуосями от 3,7 до 4,2 а. е. от Солнца, эксцентриситетом от 0,07 до 0,3 и наклоном орбиты не более 20 °. Астероиды этого семейства движутся в резонансе с Юпитером 3:2, это означает, что за два оборота Юпитера вокруг Солнца, они успевают совершить три таких оборота.
    Астероиды семейства Хильды в своей совокупности представляют собой динамическую треугольную фигуру со слегка выпуклыми сторонами с повышенными концентрациями в вершинах треугольника, соответствующих точкам Лагранжа Юпитера, иногда также называемую «Треугольником Хильды». Ширина астероидного семейства на сторонах треугольника составляет около 1 а. е., в вершинах это значение на 20-40% больше. На рисунке показано расположение астероидов Хильды (чёрный) на фоне всех известных астероидов (серый) до орбиты Юпитера по состоянию на 1 января 2005 года. Но в отличие от троянских астероидов Юпитерам они не привязаны жёстко к его точкам Лагранжа, а постоянно изменяют своё положение по отношению к нему, при этом им удаётся избежать опасных сближений с планетой.

Слева: Треугольник астероидов Хильды на фоне остальных астероидов главного пояса.
Справа: Расположение астероидов семейства Хильды на фоне их орбит.
    Каждый из астероидов семейства Хильды движется по своей собственной эллиптической орбите, однако в любой момент они в своей совокупности сохраняют треугольную конфигурацию. Для большинства астероидов семейства расположение на орбите может быть произвольным, за исключением объектов, находящихся во внешней части вершин треугольников, вблизи точек Лагранжа. Треугольник Хильды оказался на удивление динамически-стабильным в течение длительного времени.
    Типичный объект семейства Хильды имеет ретроградное движение по орбите. При этом средняя скорость астероида тем выше, чем меньше эксцентриситет орбиты — медленнее всего движутся астероиды, находящиеся в вершинах треугольника. Астероиды семейства Хильды в афелии своих орбит, казалось бы, должны вплотную подходить к Юпитеру, который своей гравитацией должен дестабилизировать их орбиты, однако корректировка орбитальных элементов астероидов с течением времени позволяет избежать этого и сближения с Юпитером объектов семейства Хильды происходят лишь вблизи перигелия. Кроме того, сами вершины немного колеблются вокруг точек Лагранжа с периодом примерно в 2,5 — 3 сотни лет.
    В дополнение к тому, что треугольник Хильды вращается в связи с Юпитером, в нём также наблюдаются определённые волны плотности астероидов, — треугольник как бы «дышит»: несмотря на то, что астероиды жёстко не привязаны к точкам Лагранжа, а последовательно проходят через них, плотность астероидов в вершинах треугольника в любое время в два раза выше, чем на сторонах. Это обуславливается тем, что большую часть времени своего движения по орбите, в течение 5,0 — 5,5 лет, астероиды Хильды проводят в вершинах треугольника в афелии своих орбит, в то время как, движение по сторонам треугольника происходит намного быстрее и занимает всего 2,5 — 3 года. Всего же орбитальный период этих астероидов составляет в среднем примерно 7,9 года, что соответствует 2/3 времени оборота Юпитера вокруг Солнца.
    Хотя треугольник практически равносторонний некоторые асимметрии всё же существуют. Так из-за вытянутости орбиты Юпитера сторона между L4 — L5 несколько отличается от двух других сторон. Когда Юпитер находится в афелии своей орбиты средняя скорость астероидов, находящихся в непосредственной близости от него, несколько меньше, чем у астероидов, расположенных в других частях орбиты, когда же Юпитер в перигелии — картина обратная.

Расположение Хильды (чёрный) и троянцев, если смотреть в плоскости эклиптики.
Видна сферическая форма троянской группы
    В серединах сторон треугольника астероиды Хильды почти вплотную приближаются к астероидам внешней части главного пояса, а в вершинах треугольника, соответствующих точкам L4 и L5, приближаются к троянским астероидами Юпитера и даже пересекают их орбиты. Именно в этих местах пересечения орбит троянских астероидов и астероидов Хильды, наиболее наглядно выражен разброс скоростей между этими астероидами. Следует, впрочем, отметить, что наклон орбиты троянских астероидов почти в два раза превышает наклонение объектов семейства Хильды, поэтому лишь у четверти троянцев орбиты пересекаются с орбитами астероидов этого семейства, в то время как большинство троянцев в любой момент времени находятся преимущественно за пределами орбиты Юпитера, что хорошо видно на рисунке. На нём показана сферическая форма распределения троянских астероидов вокруг точек Лагранжа. Вследствие этого размеры области пересечения сильно ограничены.
    Плотность астероидов в области пересечения орбит Хильды и астероидов внешней части главного пояса в целом выше, чем при пересечении троянской области, но разброс скоростей между астероидами Хильды и астероидами внешней части главного пояса всё же значительно меньше, чем при пересечении астероидами Хильды троянской области.
    Из-за наличия эксцентриситета, в процессе своего движения по орбитам, скорость астероидов семейства довольно сильно варьируется с изменением расстояния до Солнца, в результате астероиды могут даже разбиваться на отдельные небольшие группы.

 

    Семейство Карины — это небольшая группа астероидов, которая содержит всего около 90 астероидов главного пояса. Особенность данной группы состоит в том, что учёные использовали орбиты 13 астероидов из этого семейства, для определения орбит, по которым они двигались ранее и, в конечном итоге, для определения орбита родительского астероида, из которого образовалось семейство.
    Семейство получило своё имя в честь крупнейшего своего представителя — астероида (832) Карин, принадлежащего к астероидам спектрального класса S. Астероид имеет в диаметре примерно 19 км, что по составляет около 15–20% от массы исходного тела, которое по оценкам могло иметь в диаметре до 33 км и было разрушено в результате столкновения с другим астероидов на отдельные фрагменты диаметром 1-7 км, которые затем и образовали само семейство.
    В 2002 году были обнаружены довольно молодые астероиды, по которым и было установлено время образования семейства. По астрономическим меркам это произошло совсем недавно, примерно 5,8 +/- 0,2 миллиона лет назад, поэтому поверхность образовавшихся астероидов практически не пострадала от вторичных столкновений и воздействия процессов космического выветривания, что даёт возможность многое узнать об их внутреннем составе и установить связь между астероидами и найденными на земле метеоритами. Точная датировка времени появления семейства также может помочь в определении скорости кратерообразования на астероидах. Особенность этого семейства также состоит в том, что именно в нём были впервые обнаружено влияние эффекта Ярковского на астероиды главного пояса. Это астероидное семейство также может быть источником межпланетной полосы пыли, обнаруженной инфракрасной орбитальной обсерваторией IRAS, а также метеоритов возрастом 5,8 млн лет, образовавшихся из астероидов класса S.
    Подсчитано, что из-за маленького размера астероидов семейства, в течение 100 миллионов лет семейство будет рассеяно в космическом пространстве до такой степени, что его невозможно будет выделить это семейство на фоне других астероидов главного пояса.
    Не все астероиды движущихся по орбитам семейства Карины принадлежат к этому семейству. Например астероид (4507) 1990 FV изначально считается членом семейства, но в 2004 году, при исследовании спектральных характеристик этого астероида, было выявлено, что они не совпадают со спектрами других астероидов семейства и как следствие его нельзя отнести к данному семейству.

 

 

    Семейство Массалии — группа силикатных астероидов класса S во внутренней части главного пояса, движущихся по орбитам с очень малым наклоном к эклиптике. Около 0,8% всех известных астероидов главного пояса входят в состав этого семейства.
    Данное семейство, также как и семейство Весты, состоит из астероида (20) Массалия и множество мелких фрагментов, выбитых из него в результате столкновения с крупным космическим телом. Массалия, имеющая около 150 км в поперечнике, является самым крупным и массивным представителем данного семейства, сосредоточивая в себе более 99% массы всего семейства. Второй по величине астероид (7760) 1990 RW3 не превышает в диаметре 7 км, на него и остальные астероиды данной группы приходится меньше 1% от массы всего семейства.
    Это очень молодое семейство, по оценкам учёных оно образовалось всего лишь 150—200 миллионов лет назад. Само семейство как бы разбито на две лопастевидные области с большими полуосями, равными 2,38 а. е. и 2,43 а. е., между которыми находится астероид Массалия. При этом плотность астероидов в этих областях в целом меньше, чем в центральной зоне вокруг Массалии. Было выявлено, что такое распределение астероидов образовалось в результате медленного дрейфа больших полуосей под действием эффекта Ярковского и YORP-эффекта. Подробная информация об этих структурах была использована при расчёте возраста семейства.
    Часть семейства, двигающаяся по орбитам с большой полуосью 2,42 а. е., находится в сильном орбитальном резонансе с Марсом 1:2, что благоприятствует выходу некоторых астероидов из области, в которой находится большинство астероидов семейства, и их переходу на более наклонную орбиту.

Расположение Хильды (чёрный) и троянцев, если смотреть в плоскости эклиптики.
Расположение и структура семейства Массалии
    Семейство Массалии, а также семейство Фемиды, может быть источником межпланетной пыли в данной области пояса астероидов, возникающей в результате вторичных столкновений между астероидами в данных семействах.
    Семейство Массалии движется по резонансным с Марсом орбитам с небольшим наклоном к плоскости эклиптики.
    Анализ Zappala 1995 выявил около 42 основных членов семейства, в то время как в более поздней работе 2005 года, среди 96 944 проанализированных астероидов был выявлен 761 объект, входящий в семейство, что составляет около 0,8% от всех известных астероидов главного пояса.

 

 

 

 

 

 

 

    Семейство Веритас — небольшое семейство астероидов, расположенное в главном поясе. Семейство названо в честь первого астероида, классифицированного в эту группу — (490) Веритас. Астероиды (490) Веритас и (92) Ундина являются самыми крупными представителями крупного астероидного семейства, в которое помимо них входит ещё около 300 других астероидов.
    Американский астроном David Nesvorny из научно-исследовательского института в Боулдере, Колорадо, проследив орбиты членов семейства во времени, определил, что оно образовалось приблизительно приблизительно 8 млн лет назад в результате разрушения родительского тела при его столкновении с другим астероидом. Предполагается, что данное событие было крупнейшим столкновением астероидов за последние 100 млн лет.
    Обосновывая эту оценку Кеннет Фарли указывает на то, что в донных отложениях возрастом 8,2 млн лет наблюдается четырёхкратное превышение количество космической пыли, которое обычно достигает поверхности Земли. А затем, в течение последующих 1,5 млн лет оно приходит содержание космической пыли в отложения постепенно опять возвращается к норме.
    Столкновение произошло достаточно далеко от Юпитера, который мог бы своей гравитацией повлиять на обломки, но действие солнечной радиации было достаточно, чтобы заставить космическую пыль дрейфовать в направлении орбиты Земли.
    Судя по всему, столкновения между астероидами этого семейства время от времени происходят до сих пор. По оценкам они ежегодно могут посылать на Землю до 5 000 тонн космической пыли, что составляет около 15% от общего её количества.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

    Семейство Юнона — это группа силикатных астероидов светлого класса S в главном поясе астероидов, между орбитами Марса и Юпитера.
    Семейство было названо в честь крупнейшего своего представителя астероида (3) Юнона, диаметром около 235 км. Все остальные члены семейства на порядок уступают ей по размерам. Например, размер астероида (32326) 2000 QO62 составляет всего лишь 6 км в диаметре, при этом его альбедо примерно равно отражающей способности самой Юноны, что говорит о их общем происхождении. Большой размер Юноны на фоне крайне малых размеров других астероидов семейства, а также одинаковое значение их альбедо, а следовательно и состава, свидетельствует, что это семейство, как и семейство Весты, является результатом столкновения с Юноной крупного астероида, который, при падении на её поверхность, оставил на ней крупный кратер, выбив при этом из неё многочисленные фрагменты породы, которые затем и образовали само семейство. Данные численного статистического HCM анализа (Zappalа 1995) позволили выделить несколько наиболее вероятных членов этого семейства, а также выявить основной диапазон орбитальных элементов этого семейства.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

    Семейство Алинды — это небольшая группа астероидов, расположенная в главном поясе. Астероиды данного семейства характеризуются орбитами с большими полуосями 2,5 а. е. от Солнца и значительными эксцентриситетами от 0,4 до 0,65. Семейство получило название в честь самого массивного своего представителя астероида — (887) Алинда.
    Таким значительным эксцентриситетом эти астероиды обязаны планете-гиганту Юпитеру. Астероиды семейства Алинды являются одними из тех немногих астероидов, которые находятся в крайне малонаселённой области главного пояса, для которой характерен сильный орбитальный резонанс с Юпитером 3:1, где на три оборота астероида вокруг Солнца приходится один оборот Юпитера. То есть через каждые три года происходят тесные сближения этих астероидов с Юпитером, во время которых он оказывает на них сильнейшее гравитационное воздействие, что и приводит к постепенному нарастанию эксцентриситета, из-за чего орбиты астероидов данного семейства крайне неустойчивы.
    Кроме того, астероиды Алинды входят в ещё один довольно сильный резонанс 1:4, на этот раз уже с Землёй. У некоторых членов этой группы перигелии уже располагаются довольно близко от земной орбиты. По этой причине в течение ближайших тысячелетий их эксцентриситет будет и дальше нарастать, пока тесное сближение с нашей планетой не приведёт к переходу этих астероидов на более стабильные орбиты.
    Регулярные, раз в 4 года, тесные сближения некоторых астероидов из группы Алинды с Землёй делают их очень удобными объектами для изучения, в первую очередь посредством радиоастрономии, и спектральных исследований. Наиболее яркие примеры — астероиды (4179) Таутатис и (6489) Голевка.
    С другой стороны, если астероид этого семейства окажется в невыгодном положении для наблюдения, например, при малом угловом удалении от Солнца, то из-за резонанса такое положение астероида относительно Земли может сохраняться десятилетиями. Именно так начиная с 2010 года обстоит ситуация с астероидом (1915) Кетцалькоатль, который с 1985 года был замечен только один раз.

 

    Семейство Гриква — это небольшая группа астероидов, расположенное в главном поясе. Астероиды данного семейства характеризуются орбитами с большими полуосями от 3,1 до 3,27 а. е. и довольно высоким эксцентриситетом, не менее 0,35. Семейство обязано своим названием астероиду (1362) Гриква.
    Таким значительным эксцентриситетом эти астероиды обязаны планете-гиганту Юпитеру. Астероиды семейства Гриква являются одними из тех немногих астероидов, которые находятся в крайне малонаселённой области главного пояса, для которой характерен сильнейший орбитальный резонанс с Юпитером 2:1, где на два оборота астероида вокруг Солнца приходится один оборот Юпитера. То есть через каждые два года происходит тесные сближения этих астероидов с Юпитером, во время которых он оказывает на них сильнейшее гравитационное воздействие, что и приводит к постепенному нарастанию эксцентриситета. По этой причине орбиты астероидов данного семейства крайне неустойчивы. В течение ближайших тысячелетий их эксцентриситет будет и дальше нарастать пока они не начнут пересекать орбиты Марса или Юпитера, после чего они будут либо выброшены с этих орбит и перейдут на более стабильные, либо станут спутниками одной из планет.

 

    Семейство Венгрии - это небольшая группа астероидов, расположенных в главном поясе. Астероиды данного семейства характеризуются орбитами с большими полуосями от 1,78 до 2,00 а. е., довольно высоким наклонением орбиты в диапазоне от 16 до 34 градусов и эксцентриситетом не более 0,18. Главная особенность астероидов семейства Венгрии состоит в том, что имея орбитальный период около 2,5 лет, они находятся в орбитальных резонансах сразу с двумя планетами с Марсом и Юпитером. В первом случае резонанс составляет 3:2, на три оборота астероида вокруг Солнца приходится два оборота Марса, во втором случае резонанс равен 9:2, на девять оборотов астероида приходится два оборота Юпитера.
    Астероидам семейства Венгрии соответствует область наиболее плотной концентрации астероидов вблизи внутренней части главного пояса, отделённой от него областью области орбитального резонанса с Юпитером 4:1. Семейство было названо в честь крупнейшего своего представителя астероида (434) Венгрия.
    Большинство членов семейства принадлежит к светлым астероидам спектрального класса E, имеющим очень высокое альбедо поверхности, обычно около 0,3. Но несмотря на это заметить их в телескоп очень сложно, поскольку все астероиды семейства имеют очень маленькие размеры, так например, крупнейший представитель семейства астероид Венгрия имеет лишь 20 км в диаметре, что является пределом разрешающей способности для большинства любительских телескопов.

Семейства Венгрии (красный) показано в левой верхней части,
соответствующей районам с наибольшей плотностью астероидов
    Орбитальный резонанс с Юпитером 4:1, соответствующий орбитам с большими полуосями около 2,6 а. е., вызывает сильные гравитационные возмущения со стороны Юпитера на любые тела попадающие в зону резонанса, что приводит к неминуемому росту эксцентриситета их орбит и, в конечном итоге, к выходу из этой зоны с переходом на другую орбиту. Тем самым в поясе астероидов формируются пустые области, соответствующие зонам орбитальных резонансов, называемые люками Кирквуда. С другой стороны, те астероиды, которые находятся внутри этого резонанса и обладают небольшим наклоном орбиты, попадают в зону действия гравитационного влияния Марса, что вызывает отталкивание астероидов, а не притягивание как в случае с Юпитером, кроме тех, которые расположены достаточно близко от него. Следствием этого стало то, что все астероиды с малым наклоном орбиты, близким к наклону орбиты Марса, были выброшены из этого промежутка, за исключением тех, которые движутся по достаточно сильно наклонённым орбитам, на которых влияние резонанса с Марсом не так велико. Именно к таким астероидам относятся астероиды семейства Венгрии.
    Тем не менее, в долгосрочной перспективе гравитационное влияние Марса приведёт к рассеиванию семейства. Из-за большого значения эксцентриситета максимальное влияние на эти астероиды Марс, будет оказывать, когда они будут находиться вблизи его афелия, что будет приводить к ещё большему росту их эксцентриситета, что в течение ближайших миллионов лет приведёт к появлению новых астероидов сближающихся с Землёй, в частности из группы Амура или даже пересекающих её орбиту.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

    Семейство Паллады — это группа астероидов спектрального класса B, движущихся по сильно наклонённым орбитам в центральной части главного пояса, что впервые было замечено ещё в 1928 году японским астрономом Киёцугу Хираяма.

Расположение и структура семейства Паллады
    Астероид (2) Паллада является вторым по размеру астероидом главного пояса, со средним диаметром 550 км. Остальные астероиды семейства во много раз уступают ему по размерам, например, крупнейший из них астероид (5222) Иоффе имеет в поперечнике лишь 22 км. Преобладание среди членов семейства астероидов редкого спектрального класса B и значительная разница в размерах Паллады и других астероидов, свидетельствует, что это семейство, как и семейство Весты, является результатом крупного столкновения с Палладой другого астероида, который, при ударе о её поверхность, оставил на ней крупный кратер и выбил при этом из Паллады множество мелких фрагментов, сформировавших впоследствии само семейство. Ещё одним возможным представителем этого семейства, кроме двух вышеперечисленных астероидов, может являться астероид (3200) Фаэтон, который является источником метеорного потока Геминиды.