早先采用照相方法進行觀測，不僅精度低，而且處理費時。對於單個對象來說，不如光電方法效果好，近代，使用大視場底片進行暗小行星測光巡天觀測，采用照相方法使得一張底片上能拍攝多個對象，這比起光電方法又前進了一步，具有更大的優越性。不過，自本世紀刃年代開始，光電方法更為普遍地采用。在最初的20年裏，觀測是零星的、個別的，發表的資料也不多。進入70年代以來，小行星光電觀測大規模地開展，不僅發表的光變曲線數，而且被觀測的星數都在迅猛地增長，同時對某些特殊小行星進行了國際範圍的聯合觀測。
小行星亮度變化的原因
小行星光變曲線的形狀千姿百態，但亮度變化呈周期性，多數情況下，在一個周期內，光變曲線有兩個起伏，不過，有時也能觀測到1個或3～4個乃至多個起伏的光變曲線。一般說來，每個起伏的高低及持續時間都不一樣，另外，在大起伏上還迭回小的曲折。
研究表明，小行星是固狀天體，跟大行星一樣，靠反射太陽光而發光。因此，小行星的亮度取決於兩個條件：(1)觀測者所見受照麵積和；(2)表麵反照率(反射本領)。前者跟小行星大小有關。顯然，在反照率相同的情況下，大的小行星比小的行星更為明亮；而當大小相同時，反照率大小不同的小行星其明暗程度也不相同。
另一方麵，小行星除公轉之外，還繞軸自轉，當小行星表麵物質不均勻時，不同表麵的反照率是不一樣的，這樣，小行星的亮度隨著自轉便發生變化，並且變化呈周期性。小行星亮度發生周期性變化的另一個原因是，小行星的形狀不規則，在一個自轉周期內，觀測見到不同大小的視圓麵麵積：麵積大時亮一些；麵積小時暗一些。
根據上述道理，不難理解，倘若小行星為球形，並且表麵物質均勻，亮度便不會發生變化。這種情況隻為個別大小行星(如穀神星)所有；另一種不變化的情況是，小行星的自轉軸朝向觀測者，此時，不論在什麼自轉位相，觀測者所見的總是同一個表麵。這種情況不是對所有小行星都能發生的，而且一般說來，一旦某個小行星出現這種情況，也僅限於個別年份，在別的年份，由於觀測者視線方向跟自轉軸方向不重合，該小行星的亮度不再會是恒定不變的了。
綜上所述，小行星亮度變化的原因有兩個，一個原因為形狀，另一個原因是反照率。這兩個原因可以一個為主，也可同時起作用，但以前者占多數。因此，小行星光變曲線大體上可分為三大類：(1)主要由形狀不規則造成的；(2)形狀不規則同時表麵上反照率變化亦起重要作用；(3)小行星接近球形，但表麵上反照率不均勻產生的。
對於第一種原因產生的光變曲線，如果假定小行星為繞短軸自轉的三軸橢球體模型(這一模型符合大多數情況)，則曲線形狀規則，並有兩個起伏(如圖a)；第二個原因產生的曲線雖不規則，但有兩個起伏(如圖b)；第三個原因曲線的特征是，形狀不規則，同時起伏任意多(如圖c)。