In sostanza si tratta di oggetti non fisicamente vicini nello spazio, ma caratterizzati da parametri orbitali originari (detti elementi propri) molto simili, e ciò viene collegato ad un'origine comune; di alcune di queste famiglie è anche stata tentata una probabile ricostruzione. Nella ricostruzione della famiglia di Eos (Figura 5 - Lang e Whitney, Vagabondi nello spazio, 1994) si riconoscono: 221 Eos, 339 Dorothea, 573 Recha, 579 Sidonia,. 653 Berenike, 742 Edisona e 1087 Nata. In quella successiva, che riporta la ricostruzione della famiglia di Koronis, (Figura 6 - Lamberti, l'astronomia, 138, 6; 1993) si riconoscono 158 Koronis, 167 Urda, 208 Lacrimosa, 243 Ida, 462 Eriphyla e 720 Bohlina.

Il termine famiglia ha in sè una duplice possibile valenza: dal punto di vista dinamico indica un gruppo di asteroidi dotati di elementi propri molto simili, dal punto di vista fisico va correlato ad una origine comune, indicando pertanto un insieme di frammenti provenienti dalla distruzione di un corpo progenitore.
Non necessariamente, però, questi due significati devono coincidere, è questo il motivo per cui sono state proposte anche nomenclature alternative (quali clan, cluster...) riservando il termine famiglia solo per gli asteroidi per i quali coincidono le analisi fisiche e quelle dinamiche.
Indirizzando la nostra attenzione sulla classificazione dinamica, possiamo rilevare che la determinazione del numero delle famiglie e l'identificazione degli asteroidi ad esse appartenenti è un problema affrontato, dopo Hirayama, da molti ricercatori con differenti risultati.
Dall'introduzione del concetto di famiglia dinamica fino all'inizio degli anni '80 sono state introdotte sette classificazioni.
Alcune caratteristiche sono riassunte nella seguente tabella:

Le differenze tra queste classificazioni vengono analizzate da Carusi e Valsecchi (1982) e ricondotte a 5 possibili fattori:
1.  metodo utilizzato per il calcolo degli elementi propri; con questo termine si intendono i parametri orbitali calcolati rimuovendo gli effetti delle perturbazioni indotte dai pianeti (effetti gravitazionali e di risonanza);
2.  criterio di accettazione degli oggetti da classificare;
3.  dimensioni numeriche del campione a disposizione;
4.  metodi utilizzati per l'identificazione delle varie famiglie;
5.  criterio di esclusione o accettazione dei singoli asteroidi come membri di una famiglia (evidentemente legato strettamente al metodo di identificazione utilizzato).

Dal lavoro citato emerge un sostanziale accordo su quelle famiglie che, usando il termine nel senso più stretto, possono essere definite famiglie di Hirayama (in quanto indicate come tali dall'astronomo giapponese nel 1933), vale a dire: Themis, Eos, Koronis, Maria (ex Egeria) e Flora.
Ad esse si possono affiancare Phocaea e Nysa, non considerate da Hirayama, ma identificate dagli altri ricercatori.
Riguardo alle altre famiglie emerge un quadro molto variegato nel quale per alcuni casi si possono notare sostanziali accordi, mentre per altri esistono anche notevoli diversità tra le classificazioni.
Un aumento di interesse e di motivazione si è avuto verso la fine degli anni 80; ad esso hanno contribuito molti fattori, ma forse quelli decisivi possono essere identificati (Zappalà et al., 1990) nei seguenti:
a) approfondimento degli studi dinamici sulle orbite degli asteroidi, soprattutto per quanto riguarda i meccanismi di risonanza, e dunque maggiore affidabilità nella determinazione degli elementi propri;
b) aumento notevole delle informazioni sulle tipologie tassonomiche e sui dati fisici (dimensioni, profili, ...) degli asteroidi, e dunque possibilità di approfondire le analisi sulle singole famiglie;
c) nuovi modelli collisionali in grado di offrire una controparte teorica alla situazione descritta attraverso le famiglie dinamiche, ormai accettate come risultato di impatti asteroidali molto violenti.

Una fondamentale innovazione è stata l'introduzione dell'idea che si potesse realizzare una classificazione di famiglie dinamiche per mezzo di procedure interamente automatiche, dunque basate su criteri oggettivi.
Uno di questi metodi (Zappalà et al., 1990) è chiamato hierarchical clustering e consiste (in una descrizione sommaria) nell'applicazione dei seguenti passi:
  1.  i dati di riferimento utilizzati sono gli elementi propri (a', e', sin i') del campione di asteroidi preso in considerazione;
  2.  viene definita, nello spazio tridimensionale degli elementi propri, una metrica che consenta di determinare le distanze tra gli elementi di questo spazio;
  3.  si determinano i raggruppamenti esistenti calcolando le mutue distanze (v) tra gli elementi dello spazio, ed in base a queste si costruisce un diagramma a stalattite (v-N);
  4.  si deve a questo punto individuare quale raggruppamento costituisca una possibile famiglia dinamica e quale, invece, sia frutto di un addensamento casuale; in altre parole si tratta di determinare quale sia il valore di soglia al quale "tagliare la stalattite".
Naturalmente quest'ultimo passo non è frutto di scelte arbitrarie, ma proviene dall'introduzione di una popolazione asteroidale fittizia (e casuale) la cui distribuzione fornisce i valori di soglia cercati.
L'introduzione di criteri oggettivi nella determinazione delle famiglie dinamiche ha comportato un'ulteriore crescita di interesse e nuovi studi.
Molto importante l'analisi (Zappalà et al., 1995) effettuata su una popolazione di 12.487 asteroidi attraverso due differenti tecniche di clustering (hierarchical clustering e wavelet analysis, quest'ultimo basato sul concetto di densità nello spazio degli elementi propri) i cui risultati sono poi stati comparati.
Per fare il punto sulla attuale situazione in merito alle conoscenze relative alle famiglie dinamiche, ritengo sia fondamentale riportare proprio i risultati ottenuti nello studio appena citato.
Gli asteroidi del campione considerato (7.871 dei quali non hanno numerazione) sono stati suddivisi in tre gruppi in base alla posizione occupata nella Fascia Principale; le caratteristiche di questa suddivisione possono essere riassunte in questo schema:

Le tabelle seguenti riassumono, per ciascuna zona, la situazione delle famiglie identificate come tali da ambedue i metodi di clustering.
In ogni tabella viene riportato il nome identificativo di ciascuna famiglia (a volte differisce tra i due metodi), il numero di oggetti individuato come appartenente alla famiglia da ciascuna delle due tecniche (HCM = hierarchical clustering method, WAM = wavelet analysis method) ed infine il numero di oggetti comuni ai due gruppi.

TABELLA I - Zona Interna