Dado que los asteroides son objetos distantes y de diversas clases y tamaños, no es posible adjudicarle a ninguno categóricamente la paternidad de ningún meteorito, Sin embargo, recurriendo a los métodos de comparación de las propiedades orbitales, fotométricas y espectrales de los asteroides con las de los meteoritos, es posible reunir evidencias que apunten hacia una probable relación genética ya sea entre clases de asteroides y clases de meteoritos, o entre asteroides individuales y grupos de meteoritos o meteoritos individuales.

No todos los asteroides tienen una representación meteórica. Algunos asteroides, notables por su tamaño o número, están subrepresentados o no tienen representación alguna en las colecciones de meteoritos. En otras palabras, la diversidad de asteroides potencialmente exportadores de meteoritos excede la diversidad de meteoritos en las colecciones, ejemplos son 44 Nysa, 349 Dembowska, 113 Amalthea así como los asteroides S (II), S (VI) y S (VII).

Las siguientes secciones describen las asociaciones meteorítico-asteroidales comúnmente citadas en la literatura.

Los asteroides S(IV) se han caracterizado por ser similares a las condritas H, L, LL en su composición olivino-piroxeno.

Asteroides tipo Q. Los análogos espectrales más cercanos a las condritas ordinarias son los asteroides raros Q cercanos a la tierra que son 1862 Apolo, 2368 Beltrova, 1981 QA y 1980 WF.

433 Eros. Para este asteroide que es un tipo S típico, los cocientes de las composiciones químicas derivadas Mg/Si, Al/Si y Fe/Si se traslapan con los cocientes medidos para las condritas ordinarias L y LL, por lo que se considera condritico ordinario. Sin embargo cabe mencionar que las proporciones S:Si de rayos x y Fe: O y Fe:S de rayos gama difieren con respecto a las de las condritas ordinarias.

1862 Apolo. Este asteroide muestra una composición superficial idéntica a la de la condrita ordinaria LL4 Soko-Bonja, por lo que es altamente probable que sea su progenitor.

Asteroide 6 Hebe. A las condritas H se les asocia persistentemente con 6 Hebe, asteroide del Cinturón Principal de 180 km. Probablemente este asteroide es su progenitor.

7 iris. El espectro del asteroide S(IV) 7 Iris es análogo al de la condrita ordinaria Drake Creek.

Asteroides G/B/C/F/K. Aunque los asteroides tipo G/B/C/F como Ceres y Palas muestran un espectro visible e infrarrojo cercano mas plano que las condritas CI, CM, y CR, pueden ser sus progenitores. Las diferencias espectrales posiblemente se deben a la perdida de partículas dinas de la superficie de dichos asteroides.

Asteroides P. Los asteroides mas externos del cinturón, P y D, son obscuros, rojos muy rojos, generalmente no hidratados y sin estructura espectral; probablemente están formados de material primitivo. No existen meteoritos directamente análogos a los asteroides P; los más citados son las condritas carbonaceas CI, ricas en orgánicos y polvo cósmico.

Los Asterides K. Parecen ser similares a las condritas CV y CO.

Los Asteroides 2 Palas. Tiene un parecido muy cercano a las condritas CR.

19 Fortuna y 13 Ageria. Han sido identificados como probables progenitores de las condritas CM, en particular de las CM2. Estos asteroides poseen la banda de absorción en 0.7mm, pendiente espectral similar a las condrita CM y la fuerte absorción en 3 m, Egeria y Fortuna, clasificados como tipo G poseen diámetro mayores a los 200 km y están ubicados cerca de la resonancia 3:1

Ateroide 221 Eos. Los datos de este asteroide, comparados con los espectros meteoríticos disponibles, revelan una similaridad con las condritas CV y CO. Las urelitas tampoco se descartan.

368 Haidea. De los asteroides tipo P y D, que son los mejores candidatos progenitores del meteorito Tagish-Lake, el asteroide 368 Haidea, que es del tipo D, se ha encontrado ser espectralmente análogo a este meteorito primitivo. Haidea esta situado aproximadamente 0.2 UA dentro de la resonancia 2:1 y a 0.114 UA fuera de la resonancia 7:3. Su localización es muy similar a la de Vesta que esta, aproximadamente, 0.2 UA dentro de la región de la resonancia 3:1 con Jupiter.

Asteroides E. Los asteroides tipos E, como 3103 Eger, son excelentes análogos a las condritas de enstatita; otras posibles son las aubritas.

Asteroides S. Son probablemente los más complejos. Su espectro muestra cantidades similares de olivino y piroxeno, y una componente metálica importante, Sus análogos típicos son las palasitas; otros meteoritos análogos son las ureilitas, braquinitas, siderofiritas, y winonaitas.

Asteroides A. La clase rara A de olivino probablemente se derivan de los mantos de cuerpos altamente diferenciados; sus análogos meteoriticos son las braquinitas, extremadamente raras. Otros meteoritos sugeridos como análogos son las palasitas.

Marte. Las características espectrales de las acondritas Shergotitas, Nakhlaitas y Chassignitas (SNC) son consistentes con las de la superficie de Marte en particular las de la región de Olimpus Mons.

Vesta. La mejor concordancia entre asteroides y meteoritos son los tipo V con las acondritas basálticas HED en particular con la eucrita Jonsac; otros meteoritos sugeridos como análogos son las palasitas, posiblemente también las mesosideritas y ureilitas. Existe un asteroide tipo V cercano a la Tierra que es 1986 DA.

Asteroides M. La clase M muestra características espectrales de casi puro fierro-níquel; algunos cruzan la órbita terrestre. Dos ellos muestran minerales hidratados en su superficie; es muy probable que sean los progenitores de los meteoritos metálicos.

Las palasitas provienen de la transición manto-núcleo de cuerpos diferenciados y se clasifican en tres grupos distintos: Grupo Principal, Eagle Station y Grupo Piroxeno. Las mesosideritas son mezclas de metal y silicatos, resultado del impacto de un fragmento metálico en la superficie de un asteroide basáltico. Su composición isotópica de oxigeno es indistinguible de la de los HED.