Sentetik hiyerarşik kümeleme yöntemi ile asteroit ailelerini belirlemek için kullanılan iki kaynak bulunmaktadır. İlki, Identification and Dynamical Properties of Asteroid Families (D. Nesvorný, 2014), 393.347 numaraya kadar olan asteroitler için kullanılır. İkincisi Asteroid Dynamic Site (AstDyS)'den alınmıştır ve 2018'deki son yayından bu yana numaralandırılan tüm listelenmiş cisimler dahil olmak üzere, bu sayının üzerindeki cisimler için bireysel asteroid ailesi üyeliğini kapsamaktadır (A. Milani, Z. Knežević, 2014). İkincisinden aşağıdaki 8 aile birincisinin aile adlarıyla eşleştirilmiştir: Hertha→Nysa, Minerva→Gefion, Klytaemnestra→Telramund, Lydia→Padua, Innes→Rafita, Zdenekhorsky→Nemesis, Klumpkea→Tirela, Gantrisch→Lixiaohua, Harig→Witt. AstDyS'de Nesvorný tarafından listelenmeyen diğer tüm aileler, bağlantılı bir “Aile Kimlik Numarası” (FIN) ile kısaltılmış bir aile adı göstermez. Bunun yerine, bu tür üyeler için listelenen girişler ana cisimlerinin tanımını verir, örneğin 5 Astraea için (5).
Çaplar CNEOS'ta belgelendiği gibi mutlak parlaklık (H) ve geometrik albedonun (p) bir fonksiyonu olarak hesaplanmıştır. “H” Küçük Cisim Veri Tabanındaki Ascii dosyalarından alınırken, varsayılan albedo asteroit ailesine özgü bir şekilden (Nesvorny, sentetik HCM v.3, tabloda gösterildiği gibi) veya alternatif olarak - arka plan asteroitleri, Jüpiter truvaları, Dünya'ya yakın ve uzak cisimler için - cismin yörünge parametrelerinden alınır (2. LCDB ve/veya Johnston Arşivi'ndeki Taksonomik Sınıf, yörünge sınıfı ve albedo). Bu: 0,20 (iç MBA'lar), 0,14 (NEO'lar), 0,057 (dış MBA'lar ve Jüpiter truvalıları), 0,10 (yarı büyük ekseni 2,6 ile 2,7 AU arasında olan orta MBA'lar), 0,09 (centaurlar ve TNO'lar). Belirli bir albedo ve mutlak büyüklük için dönüşüm formülü şöyledir: pow(10, (3.1236 - (0.5 × log10(p)) - (0.2 × H))).
Çaplar CNEOS'ta belgelendiği gibi mutlak parlaklık (H) ve geometrik albedonun (p) bir fonksiyonu olarak hesaplanmıştır. “H” Küçük Cisim Veri Tabanındaki Ascii dosyalarından alınırken, varsayılan albedo asteroit ailesine özgü bir şekilden (Nesvorny, sentetik HCM v.3, tabloda gösterildiği gibi) veya alternatif olarak - arka plan asteroitleri, Jüpiter truvaları, Dünya'ya yakın ve uzak cisimler için - cismin yörünge parametrelerinden alınır (2. LCDB ve/veya Johnston Arşivi'ndeki Taksonomik Sınıf, yörünge sınıfı ve albedo). Bu: 0,20 (iç MBA'lar), 0,14 (NEO'lar), 0,057 (dış MBA'lar ve Jüpiter truvalıları), 0,10 (yarı büyük ekseni 2,6 ile 2,7 AU arasında olan orta MBA'lar), 0,09 (centaurlar ve TNO'lar). Belirli bir albedo ve mutlak büyüklük için dönüşüm formülü şöyledir: pow(10, (3.1236 - (0.5 × log10(p)) - (0.2 × H))).
NEO'ların Amor, Aten, Apollo ve Atira asteroitlerine ayrılması ek tabloda verilen yörünge kriterlerine dayanmaktadır. Veriler JPL Small-Body Orbital Elements “Numbered Asteroids (50 MB)” dosyasından alınmıştır.
Çaplar CNEOS'ta belgelendiği gibi mutlak parlaklık (H) ve geometrik albedonun (p) bir fonksiyonu olarak hesaplanmıştır. “H” Küçük Cisim Veri Tabanındaki Ascii dosyalarından alınırken, varsayılan albedo asteroit ailesine özgü bir şekilden (Nesvorny, sentetik HCM v.3, tabloda gösterildiği gibi) veya alternatif olarak - arka plan asteroitleri, Jüpiter truvaları, Dünya'ya yakın ve uzak cisimler için - cismin yörünge parametrelerinden alınır (2. LCDB ve/veya Johnston Arşivi'ndeki Taksonomik Sınıf, yörünge sınıfı ve albedo). Bu: 0,20 (iç MBA'lar), 0,14 (NEO'lar), 0,057 (dış MBA'lar ve Jüpiter truvalıları), 0,10 (yarı büyük ekseni 2,6 ile 2,7 AU arasında olan orta MBA'lar), 0,09 (centaurlar ve TNO'lar). Belirli bir albedo ve mutlak büyüklük için dönüşüm formülü şöyledir: pow(10, (3.1236 - (0.5 × log10(p)) - (0.2 × H))).
Çaplar CNEOS'ta belgelendiği gibi mutlak parlaklık (H) ve geometrik albedonun (p) bir fonksiyonu olarak hesaplanmıştır. “H” Küçük Cisim Veri Tabanındaki Ascii dosyalarından alınırken, varsayılan albedo asteroit ailesine özgü bir şekilden (Nesvorny, sentetik HCM v.3, tabloda gösterildiği gibi) veya alternatif olarak - arka plan asteroitleri, Jüpiter truvaları, Dünya'ya yakın ve uzak cisimler için - cismin yörünge parametrelerinden alınır (2. LCDB ve/veya Johnston Arşivi'ndeki Taksonomik Sınıf, yörünge sınıfı ve albedo). Bu: 0,20 (iç MBA'lar), 0,14 (NEO'lar), 0,057 (dış MBA'lar ve Jüpiter truvalıları), 0,10 (yarı büyük ekseni 2,6 ile 2,7 AU arasında olan orta MBA'lar), 0,09 (centaurlar ve TNO'lar). Belirli bir albedo ve mutlak büyüklük için dönüşüm formülü şöyledir: pow(10, (3.1236 - (0.5 × log10(p)) - (0.2 × H))).
Sentetik hiyerarşik kümeleme yöntemi ile asteroit ailelerini belirlemek için kullanılan iki kaynak bulunmaktadır. İlki, Identification and Dynamical Properties of Asteroid Families (D. Nesvorný, 2014), 393.347 numaraya kadar olan asteroitler için kullanılır. İkincisi Asteroid Dynamic Site (AstDyS)'den alınmıştır ve 2018'deki son yayından bu yana numaralandırılan tüm listelenmiş cisimler dahil olmak üzere, bu sayının üzerindeki cisimler için bireysel asteroid ailesi üyeliğini kapsamaktadır (A. Milani, Z. Knežević, 2014). İkincisinden aşağıdaki 8 aile birincisinin aile adlarıyla eşleştirilmiştir: Hertha→Nysa, Minerva→Gefion, Klytaemnestra→Telramund, Lydia→Padua, Innes→Rafita, Zdenekhorsky→Nemesis, Klumpkea→Tirela, Gantrisch→Lixiaohua, Harig→Witt. AstDyS'de Nesvorný tarafından listelenmeyen diğer tüm aileler, bağlantılı bir “Aile Kimlik Numarası” (FIN) ile kısaltılmış bir aile adı göstermez. Bunun yerine, bu tür üyeler için listelenen girişler ana cisimlerinin tanımını verir, örneğin 5 Astraea için (5).
