Астероида Ерос е открит на 13 август 1898 г. от Густав Вит, който е бил директор на обсерваторията Урания в Берлин. Този астероид е един от най-издължените и има формата на картоф. Приблизителните му размери са 33 х 13 х 13 километра. Спроред размерите си Ерос се нарежда сред трита Близки до Земята астероида с диаметър от над 10 km. Обратно на тогавашните традиции, астероида е именуван с мъжко име: Ерос (Гръцкият бог на любовта, син на Меркурий и Венера).За разлика от повечето обекти в главният астероиден пояс, които обикалят Слънцето в района между Марс и Юпитер, за близките до Земята астероиди се предполага, че са мъртви комети или отломки от сблъсъци в астероидният пояс. Известни са ни приблизително 250 близки до Земята астероида, но учените предполагат, че те са на-малко 1000 с диаметър от 1 km или повече.

Орбитата на Ерос пресича тази на Марс, но не преминава през орбитата на Земята. Астероида има лека елипсовидна траектория, по която прави една обиколка около Слънцето за 1.76 години. Средното разстояние на Ерос от Слънцето е 1.46 AU, което се равнява на 218 милиона километра.Най-близкото доближаване на Ерос до Земята се случи през 20 век на 23 януари 1975 г. (приблизително 0.15 AU, което се равнява на 22 милиона километра). Други по-ранни доближавания са се случили през 1901 г. на разстояние 0.32 AU (48 милиона km) и през 1931 г. на разстояние 0.17 AU (26 милиона km). Според астрономите няма вероятност Ерос да се сблъска със Земята.Изучаван повече от век, Ерос става най-наблюдаваният обект през 1975 г., когато доближава най-много Земята. Астрономите определят периода му на завъртане на 5.27 часа, а радарите отчитат, че има неравна повърхност.Ерос е астероид от тип „S“ (най-често срещаните обекти във вътрешната част от астероидният пояс). Няма данни за наличието на вода на Ерос. През деня температурата е около 100^o C, а през вечерта рязко спада до -150^o C. Гравитацията на Ерос е много слаба, но е достатъчна да задържи космически апарат в орбита. Ако хвърлим камък от повърхността на астероида със скорост 10 m/s, то той ще излети в космоса.

Астрономите описват Церера като „недоразвита планета“. Гравитационните смущения причинявани от Юпитер, възпрепятстват образуването на по-голямо небесно тяло в този район от слънчевата система. Церера се намира в астероидният пояс между планетите Марс и Юпитер.Направените наблюдения с космическият телескоп „Хъбъл“ показват, че Церера има приблизително кръгла форма. Диаметърът през екватора е по-голям отколкото през полюсите. Приблизителният диаметър на това небесно тяло е около 930 km. Предполага се, че Церера съдържа около 25% от масата на целият астероиден пояс (Плутон е 14 пъти по-тежък).

Hо Церера има много по-общи черти със Земята и Марс отколкото с неговите скалисти съседи. Има признаци за съществуването на замръзнала вода под повърхността му. Наблюденията на „Хъбъл“ показват, че Церера прилича много на скалистите планети от земен тип намиращи се във вътрешната част на слънчевата система. Компютърните модели показват, че приблизително кръглите обекти като Церера имат разнородна вътрешност, т.е. плътно ядро и по-леки минерали в близост до повърхността. Всички планети от земен тип, включително и Земята имат разнородна вътрешност. Това разграничава Церера от останалите му съседи.

Астрономите подозират, че под повърхността на планетата джудже има замръзнала вода, тъй като плътността на Церера е по-малка от тази на Земната обвивка. Според техни изчисления, ако Церера се състои от 25% вода, то на тази планета джудже има повече сладка вода отколкото на Земята. Водата на Церера вероятно е под формата на лед и обгръща твърдото ядро на астероида.Церера е първият обект открит в астероидният пояс. Сицилианският астроном Джузепе Пиаци го открива през 1801 г. Той е подозирал, че между планетите Марс и Юпитер може да има други планети. С откриването на все повече обекти в тази област, те стават известни като астероиди и малки планети. Първоначално Церера е бил определен като планета, но впоследствие е класифициран като астероид. През 2006 г. Церера е определен като планета джудже заедно с Плутон и Ерида.

1070-1080: За първи път е описана комета, за която по-късно става ясно, че е Халеевата комета.
1449-1450: Астрономите правят първи опити да запишат пътят на комета пресичаща нощтното небе.
1705: Едмонд Халей установява, че кометите от 1531, 1607 и 1682 г. са една и съща, предричайки нейното завръщане през 1758 г. Кометата се появява през уречената година и в негова чест е именувана Халеева комета.
1986: Пет космически апарата се приближават към Халеевата комета, която се завръща на всеки 76 години.
1994: Учените наблюдават как кометата Шумейкър-Леви 9 се сблъсква с атмосферата на Юпитер.
2001: „Дийп Спейс 1“ прелита и фотографира кометата „Borrelly“.
2004: Космическият апарат на НАСА „Stardust“ (Звезден прах) събира проби от кометата „Wild 2“ и заснема ядрото й.
2005: Модул от мисията „Deep Impact“ се сблъсква с кометата „Tempel 1“, за да покаже вътрешността на ядрото.
2006: Пробите върнати от мисията „Stardust“ (Звезден прах) съдържат частици от кометата „Wild 2“ и междузвезден прах.

Enstatite хондрити. (Наричани също „E“ хондрити). Enstatite хондрити са съставени от силикатен енстатит (желязо без пироксен). Те представляват по-малко от 2% от каменните метеорити. Те се теоретизират в това, че E хондритите са образувани в среда, бедна на кислород, по възможност в близост до орбитата на Меркурий. „E“ хондритите се класифицират допълнително в „H“ и „L“ подтипа в зависимост от съдържанието на желязо.

(Е – хондрит)

„H“ група (наречена също оливин-бронзит хондрити). Тези метеорити съдържат относително висока степен на желязо (25-31%), както в минерална форма с метални люспи.
meteorite2(Н – хондрит)
„L“ група (също наречен hypersthene хондрити). Тези метеорити съдържат по-малко общо желязо (от 20 до 25%) и по-малко видимо желязо от групата „Н“.
meteorite3(L – хондрит)

„LL“ група (наричани също амфотерити). Има много малко видимо свободно желязо , както и малко желязо в минералите. Наистина, „LL“ хондритите съдържат между 19 до 22% от общото желязо и около 3% метал. Както е показано, групата на „LL“ са склонни да бъдат повече съставени от фрагментираните скали, отколкото другите групи – процес, наречен „спояване на ръбести материали“.
meteorite4(LL – хондрит)

Има три вида: метеорити, каменни, желязокаменни (каменни и желязо) и желязни.
Каменните метеорити са най-често срещаният тип, посочен като обикновени хондрити. Те се състоят от същия материал, от които формират планетите: минерали, богати на силиций и кислород, с по-малки количества от желязо, магнезий, и други елементи.
Има и друг тип каменни метеорити като Achondrites, които някога са били част от голям астероид. Achondrites идват от външната кора на астеорида.
Каменните метеорити/хондрити/ са основният вид метеорити които падат на земята, и това са повече от 90% от всички метеорити.Те идват основно от големия астероиден пояс който се намира между Марс и Юпитер.

Метеоритът („огнебесгур“, „божа сгур“, „божа огнесгур“, „небесна шлака“) е твърдо метеорно тяло с извънземен произход, паднало върху земната повърхност (или на повърхността на друга планета или спътник). Метеоритите са с неправилна многостенна форма, със заоблени ръбове, покрити с тъмна кора и вдлъбнатини. Имат размери от няколко милиметра до няколко метра, тежат от няколко грама до няколко тона. Биват железни (>90% метал), железно-каменни (~50% метал), каменни (<10% метал). Съдържат главно силиций, алуминий, желязо, калций и кислород. Метеоритите най-често падат поединично, тъй като са неразрушили се при навлизането си в земната атмосфера тела. При падането на големи метеорити се образуват метеоритни кратери.

Известни комети:
Комети достатъчно ярки за да бъдат наблюдавани с невъоръжено око се появяват средно веднъж на десет години и често добиват обществена известност. Такива комети биват наричани велики комети. В миналото явленията на кометите са предизвиквали повсемерна паника като например преминаването на Земята през опашката на Халеевата комета през 1910 г. Вестниците разпространяват твърдения, че в газовете на опашката се съдържа отровното вещество цианоген. За повечето съвременни наблюдатели, обаче, кометите не са нищо повече от зрелищни небесни явления.Предсказването на яркостта на дадена комета е трудно поради наличието на множество влияещи фактори като масата и активността на ядрото ѝ, разстоянието до Слънцето и положението на Земята по време на перихелия на кометата. За кометата Кохутек през 1973 г. се е очаквало да бъде ярка, противно на последвалите наблюдения. За сметка на това кометата Уест през 1975 г. надминава значително очакванията за яркост. Следващите две велики комети са кометата Хайкутаке от 1996 г. и кометата Хейл-Боп от 1997 г. Към май 2005 г. няма наблюдавани велики комети в рамките на 21 век.