太陽系外縁天体
典型的には、太陽系外縁天体はさらにエッジワース・カイパーベルト天体のうち古典的カイパーベルト天体と共鳴外縁天体、散乱円盤天体、最も遠い部類であるセドノイドを含む分離天体に分類される。2018年10月の時点で、太陽系小天体のリストには小惑星番号が与えられた外縁天体は528個、与えられていないものは2000個以上が登録されている。
初めて発見された太陽系外縁天体は、1930年に発見された冥王星である。2番目に発見された外縁天体はアルビオンであり、これは1992年の発見であった(命名は2018年)。発見されている太陽系外縁天体で最も重いのは準惑星のエリスであり、その後冥王星、ハウメア、マケマケ、(225088) 2007 OR10 と続く。外縁天体の周囲には合わせて80個以上の衛星が発見されている。外縁天体の色は多様であり、灰青色 (BB) のものも非常に赤い (RR) ものもある。これらの天体は、岩石やアモルファス炭素と、水やメタンなどの揮発性物質の氷の混合物からなり、ソリンやその他の有機物で覆われていると考えられている。
2006年の国際天文学連合 (IAU) 総会に当初提出された「惑星の定義案」では、後の決議案より惑星の条件を広く取ると同時に、水星から海王星までの8個を「Classic Planet」、冥王星を含むそれ以外の惑星を「Dwarf Planet」とし、trans-Neptunian object の中で Dwarf Planet の条件を満たすものを「Plutons」とすることになっていた。しかし反対が多かったため惑星と dwarf planet を分ける形に修正され、最終的には惑星、dwarf planet、small solar system bodies 等の定義と共に、TNO の中に新たなサブグループを作り、冥王星をその代表例と位置付けることが決議された (国際天文学連合による惑星の定義)。決議案ではサブグループの名称を「plutonian objects」としていたが、こちらは否決された。
色指数は、天体を青 (B)、可視光線 (V、緑から黄)、赤 (R) のフィルターを通して観測した際の見かけの等級の違いに基づくシンプルな測定基準である。右の図は、最大級の天体を除く全ての既知の外縁天体の色を図示したものである (色はやや誇張されている)。比較のために、トリトンとフェーベの2つの衛星と、ケンタウルス族のフォルス、惑星である火星も図示してある。力学的に異なる性質を持つ分類が異なる起源を持つという理論を確認するために、天体の色と軌道特性の間の相関についての研究が行われてきた。
古典的カイパーベルト天体 (キュビワノ族) は2つの異なる色の集団から構成されているように思われる。いわゆる「冷たい」集団 (軌道傾斜角が5度未満) は赤い色のみを示し、いわゆる「熱い」集団 (軌道傾斜角が大きいもの) は青から非常に赤い色までの広い範囲の色を示す。Deep Ecliptic Survey によるデータに基づく解析では、軌道傾斜角が小さいグループ (「コア」と呼ばれる) と大きいグループ (「ハロー」と呼ばれる) の天体の間の色の違いが確認されている。コアに属する天体は赤い色をしており、これらの軌道は摂動を受けていない軌道にあることから、これらの天体がカイパーベルトに元々存在したグループの名残である可能性が示唆されている。
散乱円盤天体は色が「熱い」古典的カイパーベルト天体に似ており、共通の起源を持つ可能性がある。
比較的暗い天体や集団の全体は赤みを帯びているが (V-I = 0.3-0.6)、大きい天体はしばしばより中間的な色を示す (V-I < 0.2)。この違いに基づき、最大級の天体は氷に覆われており、その下にあるより赤く暗い領域が隠されているという説が提唱されている。