ปี ค.ศ. 1918 นักดาราศาสตร์ชาวญี่ปุ่นชื่อ คิโยสุกุ ฮิรายามะ สังเกตพบว่าวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยบางดวงมีองค์ประกอบที่คล้ายคลึงกันมาก และได้จัดกลุ่มหรือตระกูลของดาวเคราะห์น้อยขึ้น[67]

ดาวเคราะห์น้อยประมาณหนึ่งส่วนในสามส่วนของดาวเคราะห์น้อยทั้งหมดในแถบหลักจะเป็นสมาชิกของตระกูลดาวเคราะห์น้อยตระกูลใดตระกูลหนึ่ง ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้มีลักษณะวงโคจรใกล้เคียงกัน เช่นค่ากึ่งแกนเอก ค่าความเบี้ยวศูนย์กลาง และค่าระนาบวงโคจร รวมถึงคุณสมบัติทางแสงที่คล้ายคลึงกัน สิ่งเหล่านี้แสดงว่าดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้มีต้นกำเนิดมาจากวัตถุเดียวกันแล้วจึงแตกออกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย จากแผนภาพแสดงตำแหน่งวัตถุที่เป็นสมาชิกในแถบหลักแสดงให้เห็นความหนาแน่นของวัตถุในบางตำแหน่งซึ่งส่อถึงตระกูลดาวเคราะห์น้อย ประมาณได้ว่ามีความสัมพันธ์ที่สอดคล้องกันเช่นนี้อยู่ราว 20-30 กลุ่มที่น่าจะเป็นดาวเคราะห์น้อยตระกูลเดียวกัน นอกจากนี้ยังมีกลุ่มที่มีความสัมพันธ์ที่สอดคล้องกันน้อยลงมา เราสามารถแยกแยะตระกูลดาวเคราะห์น้อยได้จากวัตถุที่มีคุณสมบัติทางแสงตรงกัน[68] ส่วนดาวเคราะห์น้อยที่มีความสัมพันธ์น้อยลงมาจะเรียกว่า กลุ่มหรือกระจุกดาวเคราะห์น้อย

ตระกูลดาวเคราะห์น้อยที่โดดเด่นในแกนหลัก (เรียงตามค่ากึ่งแกนเอกที่เพิ่มขึ้น) ได้แก่ ฟลอรา ยูโนมา โคโรนิส อีออส และ เทมิส[69] ตระกูลฟลอราเป็นหนึ่งในตระกูลที่ใหญ่ที่สุดโดยมีสมาชิกถึงกว่า 800 ดวง น่าจะเกิดการปะทะภายในเวลาไม่ถึงหนึ่งล้านปีก่อน[70] ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดในตระกูลนี้และน่าจะเป็นสมาชิกแท้จริง คือ เวสตา (ตรงข้ามกับกรณีของซีรีสที่น่าจะเป็นความเกี่ยวข้องโดยบังเอิญในตระกูลเกฟิออน) เชื่อว่าดาวเคราะห์น้อยในตระกูลของเวสตาน่าจะเกิดจากการปะทะหรือเข้าชนเวสตานั่นเอง กลุ่มอุกกาบาต HED ก็น่าจะมีกำเนิดมาจากเวสตาเนื่องจากการปะทะเช่นกัน[71]

นอกจากนี้ยังพบว่าแถบฝุ่นขนาดใหญ่ 3 แถบในแถบดาวเคราะห์น้อยหลักที่มีระนาบวงโคจรใกล้เคียงกับตระกูลดาวเคราะห์น้อยอีออส โคโรนิส และเทมิส จึงเป็นไปได้ว่าแถบฝุ่นเหล่านั้นเคยเป็นส่วนหนึ่งในกลุ่มเหล่านี้ด้วย[72]

ขอบของแถบหลัก

ตลอดแนวริมขอบด้านในของแถบดาวเคราะห์น้อย (ในระยะตั้งแต่ 1.78 ถึง 2.0 หน่วยดาราศาสตร์ โดยมีค่ากึ่งแกนเอกเฉลี่ยที่ 1.9 หน่วยดาราศาสตร์) เป็นดาวเคราะห์ขนาดเล็กในตระกูลฮังการี ซึ่งได้ชื่อมาจากสมาชิกหลักของกลุ่มคือดาวเคราะห์น้อย 434 ฮังกาเรีย ดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มนี้ได้รับการตั้งชื่อแล้วอย่างน้อย 52 ดวง โดยแยกตัวออกมาจากแถบหลักด้วยช่องว่างเคิร์กวูด 4:1 และมีความเอียงของวงโคจรค่อนข้างมาก สมาชิกบางส่วนในกลุ่มอยู่ในจำนวนดาวเคราะห์น้อยที่ตัดวงโคจรของดาวอังคารด้วย จึงถูกแรงโน้มถ่วงรบกวนจากดาวอังคารทำให้จำนวนสมาชิกในกลุ่มนี้ลดน้อยลง[73]

กลุ่มที่มีความเอียงวงโคจรค่อนข้างสูงอีกกลุ่มหนึ่งบนแถบด้านในของแถบหลัก คือตระกูลโฟไคยา (Phocaea) ดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มนี้มีพื้นฐานเป็นดาวเคราะห์น้อยประเภท S ขณะที่ดาวเคราะห์น้อยเพื่อนบ้านอย่างตระกูลฮังกาเรียมีประเภท E อยู่ด้วย[74] กลุ่มของดาวเคราะห์น้อยตระกูลโฟไคยามีวงโคจรอยู่ระหว่าง 2.25 ถึง 2.5 หน่วยดาราศาสตร์จากดวงอาทิตย์

สำหรับตระกูลดาวเคราะห์น้อยที่แถบด้านนอกของแถบหลัก ได้แก่ กลุ่มคีเบลี (Cybele) ซึ่งมีวงโคจรระหว่าง 3.3 ถึง 3.5 หน่วยดาราศาสตร์ มีความสั่นพ้องของวงโคจร 7:4 กับดาวพฤหัสบดี ดาวเคราะห์น้อยตระกูลฮิลดา (Hilda) มีวงโคจรระหว่าง 3.5 ถึง 4.2 หน่วยดาราศาสตร์ โดยลักษณะของวงโคจรค่อนข้างกลม และมีความสั่นพ้องวงโคจร 3:2 กับดาวพฤหัสบดี นอกจากนี้ยังมีดาวเคราะห์น้อยอีกจำนวนหนึ่งที่อยู่ไกลเกินกว่า 4.2 หน่วยดาราศาสตร์ไปจนกระทั่งถึงวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ในบริเวณนี้จะสามารถพบดาวเคราะห์น้อยตระกูลทรอย ซึ่งจำนวนมากมายเกือบเท่ากับดาวเคราะห์น้อยที่มีอยู่ในแถบหลักทีเดียว[75]

ตระกูลใหม่

มีตระกูลดาวเคราะห์น้อยบางส่วนที่เพิ่งเกิดขึ้นไม่นานนัก ตามความหมายทางดาราศาสตร์ เช่น กระจุกดาวเคราะห์น้อยคาริน เพิ่งเกิดขึ้นประมาณ 5.7 ล้านปีก่อนจากการปะทะกับดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิมขนาดรัศมี 16 กิโลเมตร[76] ดาวเคราะห์น้อยตระกูลเวริตัสเกิดขึ้นเมื่อประมาณ 8.3 ล้านปีก่อน โดยมีหลักฐานรวมถึงฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ที่เก็บได้จากตะกอนในมหาสมุทร[77]

ย้อนหลังไปไกลกว่านั้น กระจุกดาวเคราะห์น้อยดาทูรา ดูจะก่อตัวขึ้นประมาณ 450,000 ปีก่อนจากการปะทะกับแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก ระยะเวลานี้ประเมินจากความน่าจะเป็นที่สมาชิกในกระจุกมีวงโคจรอย่างที่เป็นอยู่ในปัจจุบันมากยิ่งกว่าหลักฐานทางกายภาพอื่นๆ อย่างไรก็ดี กระจุกดาวเคราะห์น้อยนี้อาจเป็นแหล่งกำเนิดของฝุ่นแสงจักรราศีก็เป็นได้[78] แต่กระจุกดาวเคราะห์น้อยอื่นที่เพิ่งเกิดขึ้นไม่นาน เช่น กระจุกดาวเคราะห์น้อยเอียนนินิ (Iannini) (ประมาณ 1-5 ล้านปีก่อน) ก็อาจเป็นแหล่งที่มาเพิ่มเติมของบรรดาฝุ่นดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้ก็ได้[79]