Bereits in dem Jahre 1760 entwickelte der deutsche Gelehrte Johann Daniel Titius eine einfache mathematische Formel (Titius-Bode-Reihe), nach der die Abstände der Planeten zueinander in das Verhältnis gesetzt werden. Die Reihe enthält jedoch eine Lücke, da zwischen Mars und Jupiter, in dem Abstand von 2,8 AE, ein Planet fehlt. Ende des 18. Jahrhunderts setzte eine regelrechte Jagd auf den unentdeckten Planeten ein. Das erste internationale Forschungsvorhaben wurde in das Leben gerufen, organisiert von Baron Franz Xaver von Zach, der seinerzeit an der Sternwarte Gotha tätig war. Der Himmel wurde in 24 Sektoren eingeteilt, die von Astronomen in ganz Europa systematisch abgesucht wurden. Für den Planeten hatte man bereits den Namen "Phaeton" reservieren lassen. Fündig wurde man allerdings nicht.

In der Neujahrsnacht des Jahres 1801 entdeckte der Astronom und Theologe Giuseppe Piazzi in dem Teleskop der Sternwarte von Palermo (Sizilien) bei der Durchmusterung des Sternbildes Stier einen schwachen Stern, der in keiner Sternkarte verzeichnet war. Piazzi hatte von dem Forschungsvorhaben gehört und beobachtete den Stern in den folgenden Nächten, da er vermutete, den gesuchten Planeten gefunden zu haben. Er sandte seine Beobachtungsergebnisse an Zach, wobei er das Objekt zunächst als neuen Kometen genannte. Piazzi erkrankte und konnte seine Beobachtungen nicht fortsetzen. Bis zur Veröffentlichung von Piazzis Beobachtungen war viel Zeit vergangen. Der Himmelskörper war weiter in Richtung Sonne gewandert und konnte zunächst nicht wieder gefunden werden.

Der Mathematiker Gauß hatte allerdings eine rechnerische Methode entwickelt, die es erlaubte, die Bahnen von Planeten oder Kometen anhand ca. weniger Positionen zu bestimmen. Nachdem Gauss die Veröffentlichungen Piazzis gelesen hatte, berechnete er die Bahn des Himmelskörpers und sandte das Ergebnis nach Gotha. Heinrich Wilhelm Olbers entdeckte das Objekt daraufhin am 31.12.1801 wieder, dass schließlich den Namen Ceres erhielt. In dem Jahre 1802 entdeckte Olbers einen weiteren Himmelskörper, den er Pallas nannte. 1803 wurde Juno, 1807 Vesta entdeckt. Bis zur Entdeckung des fünften Asteroiden, Astraea in dem Jahre 1847, vergingen fast 40 Jahre. Es folgten allerdings rasch weitere Entdeckungen (siehe auch Düsseldorfer Planetoiden), so dass in dem Jahre 1890 etwa 300 Asteroiden bekannt waren.

Nach 1890 brachte die Einführung der Fotografie in die Astronomie wesentliche Fortschritte. Die Asteroiden, die bis dahin mühsam durch den Vergleich von Teleskopbeobachtungen mit Himmelskarten gefunden wurden, verrieten sich nun durch Lichtspuren auf den fotografischen Platten. Durch die in dem Vergleich zu dem menschlichen Auge höhere Lichtempfindlichkeit der fotografischen Emulsionen konnten äußerst lichtschwache Objekte nachgewiesen werden. Durch den Einsatz der neuen Technik stiegt die Zahl der entdeckten Asteroiden rasch an. Die Einführung der CCD-Kameratechnik um 1990 und die Möglichkeiten der computerunterstützten Auswertung der elektronischen Aufnahmen bedeutete einen weiteren wesentlichen Fortschritt. Bislang sind etwa 220 Tausend Asteroiden katalogisiert worden.

Ist die Bahn eines Asteroiden bestimmt worden, kann die Größe des Himmelskörpers aus der Behandlung seiner Helligkeit und des Rückstrahlvermögens, der Albedo, ermittelt werden. Dazu werden Messungen in dem optisch sichtbaren Licht sowie in dem Infrarotbereich durchgeführt. Diese Methode ist mit Unsicherheiten verbunden, da die Oberflächen der Asteroiden chemisch unterschiedlich aufgebaut sind und das Licht unterschiedlich stark reflektieren.

Genauere Ergebnisse können mittels Radarbeobachtungen erzielt werden. Dazu können Radioteleskope benutzt werden, die, als Sender umfunktioniert, starke Radiowellen in Richtung der Asteroiden aussenden. Durch die Messung der Laufzeit der von den Asteroiden reflektierten Wellen kann deren exakte Entfernung bestimmt werden. Die weitere Auswertung der Radiowellen liefert Daten zu Form und Größe. Regelrechte "Radarbilder" lieferte beispielsweise die Beobachtung der Asteroiden Castalia und Toutatis.

Eine Reihe von Asteroiden konnte mittels Raumsonden näher behandelt werden:

• Die Raumsonde Galileo flog auf ihrem Weg zu dem Planeten Jupiter in dem Jahre 1991 am Asteroiden Gaspra und 1993 an Ida vorbei.
• Die Sonde NEAR-Shoemaker flog 1997 an dem Asteroiden Mathilde vorbei und landete 2001 auf Eros.
• Die Sonde Deep Space 1 passierte 1999 den Asteroiden Braille in 26 km Abstand.
• Die Sonde Stardust zog 2002 in 3.300 km Entfernung am Asteroiden Annefrank vorbei.
• Am 18. März 2004 passiert um 23:08 Uhr MEZ der Asteroid "2004 FH", ein Gesteinsbrocken mit etwa 30 m Durchmesser, die Erde über dem südlichen Atlantik in einem Abstand von ca. 43 Tausend km. Bereits am 15. März hatten Mitarbeiter vom Linear-Team in New Mexico das Objekt entdeckt, das mit einem Fernrohr von Europa und Asien aus beobachtet werden konnte.

Die Namen der Asteroiden setzen sich aus einer vorangestellten Ziffer und einem Namen zusammen. Die Ziffer gibt die Reihenfolge der Entdeckung des Himmelskörpers an. Sie wird ca. vergeben, wenn die Entdeckung des Asteroiden bestätigt wurde. Der Entdecker hat das Vorschlagsrecht für die Vergabe eines Namens. Dieser muss aber durch eine Kommission der Internationalen Astronomischen Union bestätigt werden, da es Richtlinien für die Namen astronomischer Objekte gibt. Dementsprechend existieren zahlreiche Asteroiden zwar mit Nummer aber ohne Namen, vor allem in den oberen Zehntausendern. Unbestätigte Entdeckungen, das heißt solche für die noch keine Bahn mit ausreichender Genauigkeit berechnet werden konnte, werden mit dem Entdeckungsjahr und einer Buchstabenkombination, beispielsweise 2004 DW gekennzeichnet.

Der erste Asteroid wurde 1801 von Giuseppe Piazzi an der Sternwarte Palermo auf Sizilien entdeckt. Piazzi taufte den Himmelskörper auf den Namen Ceres Ferdinandea. Die römische Göttin Ceres ist Schutzpatronin der Insel Sizilien. Mit dem zweiten Namen wollte Piazzi König Ferdinand IV., den Herrscher über Italien und Sizilien ehren. Dies missfiel der internationalen Forschergemeinschaft und man ließ ihn weg. Die offizielle Nennung des Asteroiden lautet demnach (1) Ceres.

Bei den weiteren Entdeckungen wurde die Nomenklatur beibehalten und die Asteroiden wurden nach römischen und griechischen Göttinnen benannt; dies waren (2) Pallas, (3) Juno, (4) Vesta ... (17) Thetis (der erste von 24 Düsseldorfer Planetoiden), (288) Glauke (der letzte der Düsseldorfer Planetoiden), usw.

Als stets mehr Asteroiden entdeckt wurden, gingen den Astronomen die antiken Gottheiten aus. So wurden Asteroiden u.a. nach den Ehefrauen der Entdecker, zu Ehren historischer Persönlichkeiten oder Persönlichkeiten des öffentlichen Lebens, Städten, Märchenfiguren und Gottheiten aus anderen Religionen benannt. Beispiele hierfür sind die Asteroiden Kleopatra, Albert, Annefrank, Jodiefoster, Lutetia, Rumpelstilz, Varuna, Quaoar und Sedna. Diese Praxis trieb Blüten. So ist beispielsweise der 1935 entdeckte Planetoid Haremari zu Ehren beliebter Schauspielerinnen und der Freundinnen einiger Mitarbeiter des Astronomischen Rechen-Instituts in Heidelberg benannt, als Harem des ARI.

Zunächst gingen die Astronomen davon aus, dass die Asteroiden das Ergebnis einer kosmischen Katastrophe seien, bei der ein Planet zwischen Mars und Jupiter auseinanderbrach und Bruchstücke auf seiner Bahn hinterließ. Es zeigte sich jedoch, dass die Gesamtmasse der in dem Hauptgürtel vorhandenen Asteroiden sehr viel kleiner ist, als die des Erdmondes. Daher nimmt man heute an, dass die Asteroiden eine Restpopulation von Planetesimalen aus der Entstehungsphase des Sonnensystems darstellen. Die Gravitation von Jupiter, dessen Masse am schnellsten zunahm, verhinderte die Bildung eines größeren Planeten aus dem Asteroidenmaterial. Die Planetesimale wurden auf ihren Bahnen gestört, kollidierten stets wieder heftig miteinander und zerbrachen. Ein Teil wurde auf Bahnen abgelenkt, die sie auf Kollisionskurs mit den Planeten brachten. Hiervon zeugen noch die Impaktkrater auf den Planetenmonden und den inneren Planeten. Die größten Asteroiden wurden nach ihrer Entstehung stark erwärmt (hauptsächlich durch den radioaktiven Zerfall des Aluminium-Isotops ²⁶Al und möglicherweise auch des Eisenisotops ⁶⁰Fe) und in dem Innern aufgeschmolzen. Schwere Elemente, wie Nickel und Eisen setzten sich infolge der Schwerkraftwirkung in dem Inneren ab, die leichteren Verbindungen, wie die Silikate, verblieben in den Außenbereichen. Dies führte zur Bildung von differenzierten Körpern mit metallischem Kern und silikatischem Mantel. Ein Teil der differenzierten Asteroiden zerbrach bei weiteren Kollisionen, wobei Bruchstücke, die in den Anziehungsbereich der Erde geraten, als Meteoriten niedergehen.

Die spektroskopische Behandlung der Asteroiden zeigte, dass deren Oberflächen chemisch unterschiedlich zusammengesetzt sind. Analog erfolgte eine Einteilung in verschiedene spektrale beziehungsweise taxonomische Klassen:

• C-Asteroiden: Dies ist mit einem Anteil von 75 Prozent der häufigste Asteroidentyp. C-Asteroiden weisen eine kohlen- oder kohlenstoffartige (das C steht für Kohlenstoff), dunkle Oberfläche mit einer Albedo um 0,05 auf. Es wird vermutet, dass die C-Asteroiden aus dem gleichen Material bestehen, wie die kohligen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten. Die C-Asteriden bewegen sich in dem äußeren Bereich des Hauptgürtels.
• S-Asteroiden: Der mit einem Anteil von 17 Prozent zweithäufigste Typ (das S steht für Silikat) kommt hauptsächlich in dem inneren Bereich des Hauptgürtels vor. S-Asteroiden besitzen eine hellere Oberfläche mit einer Albedo von 0,15 bis 0,25. Von ihrer Zusammensetzung her ähneln sie den gewöhnlichen Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, die überwiegend aus Silikaten zusammengesetzt sind.
• M-Asteroiden: Der überwiegende Rest der Asteroiden wird diesem Typ zugerechnet. Bei den M-Meteoriten (das M steht für metallisch) dürfte es sich um die metallreichen Kerne differenzierter Asteroiden handeln, die bei der Kollision mit anderen Himmelskörpern zertrümmert wurden. Sie besitzen eine ähnliche Albedo wie die S-Asteroiden. Ihre Zusammensetzung dürfte der von Nickel-Eisenmeteoriten gleichen.
• E-Asteroiden: Die Oberflächen dieses seltenen Typs von Asteroiden bestehen aus dem Mineral Enstatit. Chemisch dürften sie den Enstatit-Chondriten, einer Gruppe von Steinmeteoriten, ähneln. E-Asteroiden besitzen eine hohe Albedo von 0,4 und mehr.
• V-Asteroiden: Dieser seltene Typ von Asteroiden (das V steht für Vesta) ist ähnlich zusammengesetzt, wie die S-Asteroiden. Der einzige Unterschied ist der erhöhte Anteil an Pyroxen-Mineralen. Es wird angenommen, dass alle V-Asteroiden aus dem silikatischen Mantel von Vesta stammen und bei der Kollision mit einem anderen großen Asteroiden abgesprengt wurden. Darauf weist ein gewaltiger Impaktkrater auf Vesta hin. Die auf der Erde gefundenen HED-Achondrite, eine seltene Gruppe von Steinmeteoriten, könnten ebenfalls von Vesta stammen, da sie eine ähnliche chemische Zusammensetzung aufweisen.
• G-Asteroiden: Können als Untergruppe der C-Klasse angesehen werden, da sie ein ähnliches Spektrum aufweisen, jedoch in dem UV-Bereich unterschiedliche Absorptionslinien aufweisen.
• B-Asteroiden: Ähnlich zusammengesetzt, wie die C- und G-Klasse. Abweichungen in dem UV-Bereich.
• F-Asteroiden: Ebenfalls eine Untergruppe der C-Klasse, jedoch mit Unterschieden in dem UV-Bereich. Außerdem fehlen Absorptionslinien in dem Wellenlängenbereich des Wassers.
• P-Asteroiden: Asteroiden dieses Typs besitzen eine sehr kleine Albedo und ein Spektrum in dem rötlichen Bereich. Sie sind wahrscheinlich aus Silikaten mit Kohlenstoffanteilen zusammengesetzt. P-Asteroiden halten sich in dem äußeren Bereich des Hauptgürtels auf.
• D-Asteroiden: Dieser Typ ist ähnlich zusammengesetzt, wie die P-Asteroiden, mit einer kleinen Albedo und einem rötlichen Spektrum.
• R-Asteroiden: Dieser Typ ist ähnlich aufgebaut, wie die V-Asteroiden. Das Spektrum weist auf hohe Anteile an Olivin und Pyroxene hin.
• A-Asteroiden: Das Spektrum der A-Asteroiden zeigt deutliche Olivinbande und weist auf einen völlig differenzierten Mantelbereich hin. A-Asteroiden halten sich in dem inneren Bereich des Hauptgürtels auf.
• T-Asteroiden: Dieser Asteroidentyp gehört ebenfalls zu dem inneren Bereich des Hauptgürtels. Er weist ein dunkles rötliches Spektrum auf, unterscheidet sich jedoch von den P- und R-Asteroiden.

In der Vergangenheit ging man davon aus, dass die Asteroiden monolithische Felsbrocken, also kompakte Gebilde sind. Die kleinen Dichten sowie das Vorhandensein von riesigen Impaktkratern lassen jedoch den Schluss zu, dass die größeren Asteroiden locker aufgebaut sind und eher als lose "Schutthaufen", die durch die Gravitation zusammengehalten werden, anzusehen sind. Locker aufgebaute Körper können die bei Kollisionen auftretenden Kräfte absorbieren ohne zerstört zu werden. Kompakte Körper werden dagegen bei größeren Impaktereignissen durch die Stoßwellen auseinander gerissen. Darüber hinaus weisen die großen Asteroiden ca. kleine Rotationsperioden auf. Eine schnelle Rotation um die eigene Achse würde dazu führen, dass die auftretenden Fliehkräfte die Körper auseinander reißen. Man geht davon aus, dass der überwiegende Teil der über 200 Meter großen Asteroiden derartige kosmische Schutthaufen darstellen.

Etwa 90 Prozent der bekannten Asteroiden bewegen sich innerhalb des Hauptgürtels (siehe Asteroidengürtel) um die Sonne, einem breiten Gebiet zwischen den Umlaufbahnen von Mars und Jupiter. Sie füllen damit die Lücke in der Titius-Bode-Reihe. Vertreter dieser Asteroiden sind Ceres, Pallas, Juno und Vesta.

Asteroiden, deren Bahnen teilweise innerhalb des Mars verlaufen, gliedert man in 3 Gruppen:

• Amor-Typ: Dieser Asteroidentyp kreuzt die Marsbahn in Richtung Erde. Ein Vertreter ist der 1898 entdeckte Eros (1898, der sich der Erdbahn bis 0,15 AE) nähert. Nahe Vorbeigänge von Eros an der Erde dienten in den Jahren 1900 und 1931 zur genauen Vermessung des Sonnensystems. Der Amor-Asteroid Albert, 1911 von Johann Palisa entdeckt, ging später wieder verloren und konnte erst 2000 wiederentdeckt werden. Der Namensgeber der Gruppe, der 1932 entdeckte Amor, besitzt eine typische Bahn von 1,08 bis 2,76 AE.
• Apollo-Typ: Asteroiden dieses Typs bewegen sich zwischen der Mars- und Erdbahn, wobei einige ihrer Mitglieder sehr exzentrische Umlaufbahnen besitzen, die sie in dem Perihel-Durchgang in das Innere der Venus-Umlaufbahn bringt (Apollo-Typ). Vertreter sind die 1918 von Max Wolf entdeckte Alinda, der 1932 von K. Reimuth entdeckte Apollo mit einer Bahn von 0,65 bis 2,29 AE und der 1937 entdeckte Hermes, der in ca. 1½ facher Monddistanz an der Erde vorbeizog.
• Aten-Typ: Eine Gruppe von erdnahen Asteroiden, die sich typischerweise in einem Abstand von weniger als einer AE, und somit innerhalb der Erdbahn, um die Sonne bewegen. Benannt wurde sie nachdem 1976 entdeckten Aten. Aten-Asteroiden mit exzentrischen Bahnen können die Erdbahn von innen her kreuzen. Weitere Vertreter der Gruppe sind Ra-Shalom, Hathor und Cruithne.

Einige der Apollo- und Aten-Asteroiden sind "Near Earth Objects" (NEOs), nach denen wegen einer theoretischer Kollisionsgefahr mit der Erde seit einigen Jahren systematisch gesucht wird. Eines der Suchprogramme trägt den Namen LONEOS.

Asteroiden, die sich auf den Lagrange-Punkten der Planeten bewegen, bezeichnet man Trojaner. 1990 wurde der erste Marstrojaner entdeckt und Eureka getauft. In der Folgezeit wurden vier weitere Marstrojaner entdeckt.

Zwei weitere Asteroidengruppen, die beide Trojaner genannt werden, bewegen sich auf der Jupiterbahn vor beziehungsweise hinter dem Planeten. Zu den Trojanern zählen Achilles und Aeneas.

Zwischen den Planeten Saturn und Uranus bewegt sich eine als Zentauren genannte Gruppe von Asteroiden auf exzentrischen Bahnen. Der erste entdeckte Vertreter war Chiron. Die Zentauren stammen vermutlich aus dem Kuipergürtel und sind durch gravitative Störungen auf instabile Bahnen abgelenkt worden.

Im äußeren Sonnensystem, jenseits der Neptunbahn, bewegen sich die Transneptunischen beziehungsweise Kuipergürtel-Objekte (Kuiper belt objects; KBO). Hier wurden die bislang größten Asteroiden oder Planetoiden entdeckt. Vertreter sind Quaoar, 2004 DW und Varuna.

Die Existenz einer weiteren Gruppe von Asteroiden, den Vulkanoiden, konnte bislang nicht nachgewiesen werden. Diese Asteroiden sollen sich auf sonnennahen Bahnen innerhalb des Merkur bewegen.