華楓發現雲夢對月面上的環形山也十分感興趣，月面上一個主要特徵是一些較“年輕”的環形山常帶有美麗的“輻射紋”，這是一種以環形山為輻射點的向四面八方延伸的亮帶，它幾乎以筆直的方向穿過山系、月海和環形山。輻射紋長度和亮度不一，最引人注目的是第谷環形山的輻射紋，最長的一條長1800千米，滿月時尤為壯觀。其次，哥白尼和開普勒兩個環形山也有相當美麗的輻射紋。據統計，具有輻射紋的環形山有50個。
形成輻射紋的原因還沒有定論。實質上，它與環形山的形成理論密切聯絡。許多人都傾向於小天體撞擊說，認為在沒有大氣和引力很小的月球上，小天體撞擊可能使高溫碎塊飛得很遠。而另外一些科學家認為不能排除火山的作用，火山爆發時的噴 射也有可能形成四處飛散的輻射形狀。
地球上有著許多著名的裂谷，如東非大裂谷。月面上也有這種構造那些看來彎彎曲曲的黑色大裂縫即是月谷，它們有的綿延幾百到上千千米，寬度從幾千米到幾十千米不等。那些較寬的月谷大多在月陸上較平坦的地區，而那些較窄、較小的月谷（有時又稱為月溪）則到處都有。
最著名的月谷是在柏拉圖環形山的東南連結雨海和冷海的阿爾卑斯大月谷，它把月球上的阿爾卑斯山攔腰截斷，很是壯觀。從太空拍得的照片估計，它長達130千米，寬1012千米。
2014年10月5日，科學家在月球上發現一個隱藏於地下的巨形的方形結構。這一結構寬2500公里，科學家們認為這是一條古老的裂谷系統，後來其中充填了岩漿。
月球的表面被巨大的玄武岩（火山熔岩）層所覆蓋。早期的天文學家認為，月球表面的陰暗區是廣闊的海洋，因此，他們稱之為“ma
e”，這一詞在拉丁語中的意思就是“大海”，當然這是錯誤的，這些陰暗區其實是由玄武岩構成的平原地帶。除了玄武岩構造，月球的陰暗區，還存在其他火山特徵。最突出的，例如蜿蜒的月面溝紋、黑色的沉積物、火山園頂和火山錐。不過，這些特徵都不顯著，只是月球表面火山痕跡的一小部分。
與地球火山相比，月球火山可謂老態龍鍾。大部分月球火山的年齡在3040億年之間；典型的陰暗區平原，年齡為35億年；最年輕的月球火山也有1億年的歷史。而在地質年代中，地球火山屬於青年時期，一般年齡皆小於10萬年。
地球上最古老的岩層只有39億年的歷史，年齡最大的海底玄武岩僅有200萬年。年輕的地球火山仍然十分活躍，而月球卻沒有任何新近的火山和地質活動跡象，因此，天文學家稱月球是“熄滅了”的星球。
地球火山多呈鏈狀分佈。例如安底斯山脈，火山鏈勾勒出一個岩石圈板塊的邊緣。夏威夷島上的山脈鏈，則顯示板塊活動的熱區。月球上沒有板塊構造的跡象。典型的月球火山多在巨大古老的撞擊坑底部。因此，大部分月球陰暗區都呈圓形外觀。撞擊盆地的邊緣往往環繞著山脈，包圍著陰暗區。
月球陰暗區主要在月球正面的一側。幾乎覆蓋了這一側的1/3面積。而在月球背面，陰暗區的面積僅佔2%。然而，月球背面的地勢相對更高，月殼也較厚。由此可見，控制月球火山作用的主要因素是地形高度和月殼厚度。
1760年有人猜測太陽系內的行星離太陽的距離構成一個簡單的數字系列。按這個系列在火星和木星之間有一個空隙，這兩顆行星之間也應該有一顆行星。18世紀末有許多人開始尋找這顆未被發現的行星。
著名的提丟斯波得定則就是其中一例。當時歐洲的天文學家們組織了世界上第一次國際性的科研專案，在哥達天文臺的領導下全天被分為24個區，歐洲的天文學家們系統地在這24個區內搜尋這顆被稱為“幽靈”的行星。但這個專案沒有任何成果。
小行星的發現同提丟斯 波得定則的提出有密切聯絡，根據該定則，在距太陽距離為2.8 天文單位處應有一顆行星，1801年元旦皮亞奇果真在該處發現了第一顆小行星穀神星。
1801年1月1日晚上，朱塞普·皮亞齊在西西里島巴勒莫的天文臺在金牛座裡發現了一顆在星圖上找不到的星。起初他認為這不會又是一顆彗星。但當它的執行軌道被測定後，卻發現它不是彗星，而更像是一顆小型的行星。Piazzi稱它為Ce
es(刻瑞斯，穀類和耕作女神，是西西里島的穀粒美人），又名穀神星。
在隨後的幾年中同穀神星軌道相近的智神星，婚神星，灶神星相繼被發現。天文照相術的引進和閃視比較儀的使用，使得小行星的年發現率大增。皮亞齊本人並沒有參加尋找“幽靈”的專案，但他聽說了這個專案，他懷疑他找到了“幽靈”，因此他在此後數日內繼續觀察這顆星。他將他的發現報告給哥達天文臺，但一開始他稱他找到了一顆彗星。此後皮亞齊生病了，無法繼續他的觀察。而他的發現報告用了很長時間才到達哥達，此時那顆星已經向太陽方向運動，無法再被找到了。
到了十九世紀來已發現了幾百顆，這個數字仍以每年幾百顆的速度增長。毫無疑問，必定還有成千上百的小行星由於太小而無法在地球上觀察到。就2018年已知的，有26顆小行星的直徑大於200千米。
對這些可見的小行星的觀測資料已基本完成，就我們所知，大約99%的小行星的直徑小於100千米。對那些直徑在10到100千米之間的小行星的編錄工作已完成了一半。但我們知道還有一些更小的，或許存在著近百萬顆直徑為1千米左右的小行星。所有小行星的質量之和比月球的質量還小。
高斯此時發明了一種計算行星和彗星軌道的方法，用這種方法只需要幾個位置點就可以計算出一顆天體的軌道。高斯讀了皮亞齊的發現後就將這顆天體的位置計算出來送往哥達。奧伯斯於1801年12月31日晚重新發現了這顆星。後來它獲得了穀神星這個名字。1802年奧伯斯又發現了另一顆天體，他將它命名為智神星。1803年婚神星，1807年灶神星被發現。一直到1845年第五顆小行星義神星才被發現，但此後許多小行星被很快地發現了。到1890年為止已有約300顆已知的小行星了。
1890年攝影術進入天文學，為天文學的發展給予了巨大的推動。此前要發現一顆小行星天文學家必須長時間記錄每顆可疑的星的位置，比較它們與周圍星位置之間的變化。但在攝影底片上一顆相對於恆星運動的小行星在底片上拉出一條線，很容易就可以被確定。而且隨著底片的感光度的增強它們很快就比人眼要靈敏，即使比較暗的小行星也可以被發現。攝影術的引入使得被發現的小行星的數量增長巨大。
1990年電荷藕合元件攝影的技術被引入，加上計算機分析電子攝影的技術的完善使得更多的小行星在很短的時間裡被發現。已知的小行星的數量約達22萬。
一顆小行星的軌道被確定後，天文學家可以根據對它的亮度和反照率的分析來估計它的大小。為了分析一顆小行星的反照率一般天文學家既使用可見光也使用紅外線的測量。但這個方法還是比較不可靠的，因為每顆小行星的表面結構和成分都可能不同，因此對反照率的分析的錯誤往往比較大。
比較精確的資料可以使用雷達觀測來取得。天文學家使用射電望遠鏡作為高功率的發生器向小行星投射強無線電波。透過測量反射波到達的速度可以計算出小行星的距離。對其它資料（衍射資料）的分析可以推匯出小行星的形狀和大小。此外，觀測小行星掩星也可以比較精確地推算小行星的大小。
到1940年具有永久性編號的小行星已經有1564顆。其中，德國天文學家恩克和漢森因長於軌道計算，沃爾夫和賴因穆特在觀測上有許多發現而貢獻尤大。
在進入太空旅行的年代之前，小行星即使在最大的望遠鏡下也只是一個針尖大小的光點，因此它們的形狀和地形仍然是未知的奧秘。
1991 年以前，人們都是透過地面觀測以獲得小行星的資料。
1991年，前往木星的太空船伽利略號飛掠過的951蓋斯普拉（Gasp
a），拍攝到第一張真正的小行星特寫鏡頭，1993年，伽利略號飛掠過243 艾女星和他的衛星載克太（Dactyl）。
1997年，第一個專門探測小行星的太空計劃是會合舒梅克號。
1997年 6月27日，NEAR 探測器與 253 Matde 小行星擦肩而過。這次難得的機會使得科學家們第一次能夠近距離地觀察這顆富含碳的 C 型小行星。由於 NEAR 探測器並不是專用對其進行考察的，這次訪問成為對它進行一次訪問。NEAR是用於在 1999年 1 月對 E
os 小行星進行考察的。
在太陽系內一共已經發現了約70萬顆小行星，但這可能僅是所有小行星中的一小部分，只有少數這些小行星的直徑大於100千米。