Des probabilités non négligeables existent pour qu'un jour où l'autre l'un d'eux percute notre planète, sur laquelle on a d'ailleurs déjà recensé 150 cratères (récents) dus à de tels impacts. La collision est d'ailleurs aussi l'explication la plus souvent mentionnée de l'extinction massive de certaines espèces sur notre planète. L'événement violent qui s'est produit le 30 juin 1908 dans la région de la Tunguska en Sibérie et a détruit des milliers d'hectares de forêt, s'il n'a pas été occasionné par l'entrée d'un fragment de noyau cométaire dans notre atmosphère, pourrait également s'expliquer par la rencontre avec un NEO d'une centaine de mètres de diamètre. En somme, des versions superlatives de ce qui se produit quotidiennement avec la chute de ces petits fragments d'astéroïdes que sont les météorites.

Les géocroiseurs correspondent à une population à faible durée de vie. Leurs orbites sont instables sur des durées supérieures à cent millions d'années. C'est en gros le temps qu'il leur faut pour entrer en collision avec une planète tellurique ou se voir tout simplement expulsés de cette région du Système solaire par les diverses perturbations gravitationnelles qui s'y excercent. Le maintien dans le temps d'une telle population signifie donc qu'elle est renouvelée en permanence. Le taux requis est de uelques centaines d'objets de plus d'un kilomètre de diamètre tous les millions d'années.

Une conclusion cohérente avec l'idée que l'on se fait du pompage des lacunes de Kirkwood. mais ce n'est pas la seule possibilité. Certains chercheurs pensent que les géocroiseurs pourraient également être des noyaux cométaires éteints ou endormis. Puis les régions internes sont régulièrement visitées par de tels objets, il peut sembler logique d'imaginesr que certains y restent piégés par l'attraction gravitationnelle de telle ou telle planète intérieure. On sait aussi que certains noyaux cométaires (groupe de Kreutz) sont régulièrement englouties par le Soleil.

Le principal géocroiseur est 1036 Ganymède (à ne pas confondre avec le satellite galiléen). Son diamètre est de 41 kilomètres. Vient ensuite Eros, qui atteint 38 kilomètres dans sa plus grande longueur. 

L'astéroïde (1036) Ganymède, découvert le 23 octobre 1924 par l'astronome allemand Walter Baade depuis l'observatoire de Bergedorf à Hambourg, constitue un objet d'étude fondamental en planétologie, non seulement en raison de sa découverte précoce mais surtout pour ses caractéristiques physiques et orbitales exceptionnelles qui en font le plus grand des objets géocroiseurs connus. Sa désignation provisoire initiale était 1924 TD, et il fut nommé en référence à Ganymède, le prince troyen de la mythologie grecque, en utilisant l'orthographe allemande Ganymed pour le distinguer du satellite galiléen de Jupiter, découvert par Galilée en 1610, qui porte le même nom.

D'un point de vue dynamique, l'orbite de Ganymède est particulièrement singulière et le classe dans le groupe des astéroïdes Amor, une sous-catégorie d'objets géocroiseurs dont les trajectoires s'approchent de celle de la Terre sans jamais la croiser. Son orbite autour du Soleil est caractérisée par un demi-grand axe de 2,66 unités astronomiques, une excentricité très élevée de 0,533 et une inclinaison marquée de près de 27 degrés par rapport à l'écliptique. Cette configuration elliptique l'amène à une distance périhélique de seulement 1,24 UA, ce qui le place à l'intérieur de l'orbite de Mars, tandis qu'à son aphélie, il s'éloigne jusqu'à 4,09 UA, le rapprochant alors de la zone orbitale de Jupiter. Sa période de révolution autour du Soleil est d'environ 4,35 années. Cette orbite lui confère une distance minimale d'intersection avec l'orbite terrestre (MOID) de 0,3415 UA, soit environ 133 distances lunaires, et il est également un croiseur de Mars, avec une MOID de seulement 0,033 UA pour la Planète rouge. Une approche relativement proche de la Terre est d'ailleurs prévue pour le 13 octobre 2024, à une distance d'environ 0,374 UA.

La compréhension de la nature physique de Ganymède s'est considérablement affinée grâce à une multitude d'observations photométriques, spectroscopiques et radar, ainsi qu'à des occultations stellaires, dont une observée en Californie en 1985. Les données combinées des relevés infrarouges IRAS, du satellite japonais Akari et de la mission NEOWISE de la NASA ont permis de contraindre ses dimensions et son albédo, bien que les estimations varient. Son diamètre effectif est ainsi compris entre 31,66 et 37,67 kilomètres, avec une valeur fréquemment citée d'environ 35 kilomètres, et son albédo géométrique se situe entre 0,22 et 0,29, indiquant une surface relativement réfléchissante . Des modèles de forme plus récents, intégrant des données radar d'Arecibo et de Goldstone acquises lors de l'approche de 2011, décrivent Ganymède comme un corps approximativement ellipsoïdal, avec des dimensions de l'ordre de 42 × 41 × 39 kilomètres. Sa période de rotation est solidement établie à environ 10,3 heures, avec des déterminations précises convergeant vers une valeur de 10,297 heures. Les observations radar ont également révélé une forme globalement sphérique , et les études polarimétriques suggèrent une uniformité de la composition de surface, les variations de polarisation n'étant pas corrélées avec les variations de luminosité dues à la rotation. Enfin, la classification spectrale de Ganymède le place dans la catégorie des astéroïdes de type S, indiquant une composition silicatée de fer et de magnésium, et plus précisément dans le sous-type S (VI). Une analyse minéralogique poussée a révélé que sa surface est dominée par l'orthopyroxène, avec une composition chimique moyenne des pyroxènes de Fs23(±5)Wo3(±3), ce qui le rapproche des météorites de type mésosidérite contenant des pyroxènes de type HED (howardite, eucrite, diogénite) et du métal, bien que des études aient exclu une parenté génétique avec les chondrites ordinaires ou avec l'astéroïde (433) Éros, avec lequel il a pu être dynamiquement associé à la famille Maria.

• Les Apollos (ou Apollons) constituent les géocroiseurs dont le demi-grand axe est supérieur à 1 unité astronomique (UA) et dont le périhélie est inférieur à 1,017 UA, cette dernière valeur correspondant approximativement à l'aphélie terrestre. Leur orbite est donc, en moyenne, plus étendue que celle de la Terre, mais son excentricité est suffisamment importante pour qu'elle puisse couper l'orbite terrestre. Ils ont généralement une période orbitale supérieure à une année sidérale. Leur nom vient de l'astéroïde 1862 Apollo, prototype de la classe. D'un point de vue dynamique, les Apollos sont particulièrement importants parce qu'ils occupent une région où les rencontres planétaires et les résonances gravitationnelles peuvent modifier fortement les paramètres orbitaux sur des échelles de temps astronomiques. Le fait qu'un Apollo croise géométriquement l'orbite de la Terre ne signifie cependant pas qu'il constitue une menace immédiate : l'intersection des trajectoires héliocentriques ne suffit pas à produire une rencontre, car les deux corps doivent également se trouver au voisinage du point d'intersection au même instant. La classe Apollo est néanmoins très représentée dans les études de défense planétaire, puisque ses membres peuvent avoir une MOID ( = Minimum Orbit Intersection Distance) terrestre faible. La qualification de PHA ( = Potentially Hazardous Asteroid) relève toutefois d'un autre critère, fondé notamment sur la MOID et la magnitude absolue, et ne se confond pas avec l'appartenance au groupe Apollo.

• Les Atens (ou Atons) ont un demi-grand axe inférieur à 1 UA et un aphélie supérieur à 0,983 UA, valeur correspondant approximativement au périhélie terrestre. Leur période orbitale est donc inférieure à une année, mais leur orbite peut croiser celle de la Terre. Ils se distinguent ainsi des Apollos non pas simplement par le fait qu'ils croisent l'orbite terrestre, mais par la position de leur demi-grand axe par rapport à celui de la Terre : les Apollos ont a>1 UA, les Atens a<1 UA. La classe porte le nom de 2062 Aten. La dynamique des Atens est particulièrement intéressante parce qu'ils passent une fraction importante de leur révolution à l'intérieur de l'orbite terrestre. Cette géométrie orbitale a une conséquence observationnelle majeure : ils sont souvent observables dans des configurations angulaires proches du Soleil, ce qui complique leur détection par les relevés astronomiques classiques. Les Atens illustrent donc très bien le lien entre dynamique orbitale et biais observationnels : une population peut être sous-détectée non parce qu'elle est intrinsèquement rare, mais parce que sa géométrie la rend difficile à observer depuis la Terre.

• Les Amors sont définis par un périhélie compris entre 1,017 et 1,3 UA. Leur orbite reste donc extérieure à l'orbite terrestre : ils ne croisent pas actuellement la trajectoire orbitale de la Terre selon la définition classique du groupe, mais ils s'en approchent suffisamment pour être classés parmi les géocroiseurs. Leur demi-grand axe est supérieur à 1 UA. Le groupe est nommé d'après 1221 Amor. La distinction entre Amor et Apollo est donc fondamentalement une distinction de périhélie. Un Amor est un objet qui s'approche de la région orbitale terrestre sans la couper; un Apollo possède un périhélie suffisamment petit pour que son orbite traverse celle de la Terre. Cette frontière n'est pas une frontière physique entre deux populations d'origine différente. Elle est cinématique et conventionnelle. De plus, les perturbations gravitationnelles planétaires peuvent faire évoluer progressivement l'orbite d'un objet et donc le faire passer d'un groupe à un autre au cours de son évolution dynamique.

• Les Atiras, aussi appelés IEO (Inner-Earth Objects) ou Apohele, sont les géocroiseurs dont l'orbite est entièrement contenue à l'intérieur de celle de la Terre. Formellement, la définition usuelle est a<1 UA et Q<0,983 UA. Ils ne peuvent donc pas croiser l'orbite terrestre dans leur configuration orbitale actuelle. Le groupe est nommé d'après 163693 Atira. Les Atiras sont particulièrement importants pour l'observation des géocroiseurs. Puisqu'ils restent toujours à l'intérieur de l'orbite terrestre, leur distance angulaire au Soleil est souvent faible vue depuis notre planète. Ils sont donc fréquemment noyés dans la lumière solaire et la luminosité du ciel crépusculaire, ce qui crée un biais de découverte majeur. La population connue est ainsi fortement dépendante des programmes capables d'observer les régions du ciel proches du Soleil. Cette difficulté explique aussi pourquoi l'étude des Atiras a un intérêt particulier pour la complétude des inventaires de géocroiseurs.

La littérature scientifique utilise aussi des sous-populations dynamiques plus spécialisées. La plus notable est celle des Vatiras : il s'agit d'astéroïdes dont l'orbite est entièrement intérieure à celle de Vénus, donc avec un aphélie inférieur à environ 0,718 UA. Le premier objet connu sur une telle orbite, 2020 AV2, a été découvert en 2020. Les Vatiras sont généralement considérés comme une classe dynamique plus fine, proposée dans le prolongement de la classification des géocroiseurs, plutôt que comme un cinquième groupe universellement intégré aux quatre catégories opérationnelles standard du CNEOS.

Il existe également des classes dynamiques particulières de géocroiseurs, par exemple des objets coorbitaux de la Terre (troyens, quasi-satellites ou objets sur orbites en fer à cheval) ainsi que des sous-populations définies par des résonances ou par une dynamique particulière. Mais ces catégories ne remplacent pas la classification Atira-Aten-Apollo-Amor : elles décrivent un autre aspect de la dynamique orbitale. Enfin, il faut distinguer ces groupes de véritables familles génétiques d'astéroïdes : la recherche d'une famille génétiquement liée parmi les géocroiseurs n'a pas, historiquement, établi une famille de géocroiseurs comparable aux grandes familles de la ceinture principale avec le même degré de robustesse statistique.