木星和海王星之间存在数量相对稀少的小行星群——半人马小行星。一些半人马小行星是暗红色的，类似于涂了焦油的D型小行星，另一些则是蓝色的，这表明它们的大部分表面可能是刚刚暴露出来的冰。由于半人马小行星的轨道与巨行星的轨道交叉或接近，所以并不稳定，寿命不超过1000万年。半人马小行星可能是因为与海王星的近距离接触而被拉回海王星轨道内侧的海外天体。与巨行星的进一步相互作用可能会将半人马小行星推入太阳系的内部，直到它们变成短周期彗星，在太阳系内通过近日点。在那里，半人马小行星会被太阳加热，失去挥发性物质，这种变化有时会形成引人注目的尾巴。
在海王星的L4拉格朗日点附近发现了六个特洛伊天体。动力学论证表明，两个拉格朗日点都有数量巨大的特洛伊天体在等待着被发现，并且海王星的特洛伊型小行星的数量可能是木星的10倍。
在海王星之外，我们将看到柯伊伯带和所有其他的海外天体。柯伊伯带的一组天体与海王星的轨道共振为3∶2。这个类别的成员被非正式地称为“冥族小天体”，也包括冥王星。注意不要把“冥族小天体(plutino)”和“类冥天体(Plutoid)”混淆。类冥天体是国际天文学联合会的官方术语，指任何大到足以被列为矮行星的海外天体。类冥天体可以是冥王星、经典柯伊伯带天体(缺少海王星的轨道共振)，也可以是主带以外的黄道离散天体(Scattered Disk objects)。经典的柯伊伯带天体也被称为“QB1-os”，因为在冥王星之后发现的第一个柯伊伯带天体被临时命名为1992QB1。
冥王星和冥卫一
大多数海外天体的性质鲜为人知。冥王星和它的卫星冥卫一(Charon)足够大，与地球的距离足够近，所以几十年来，人们一直通过望远镜对其进行研究。在冥王星的光谱上已经探测到冰冻的氮、甲烷和二氧化碳。最清晰的望远镜图像显示，冥王星上的暗斑可能是富含托林[1]的残留物。冥王星的密度表明，岩石必须占其总质量的70%左右，所以冥王星的内部很有可能有一个岩石内核。而这些岩石很可能分化出了一个富含铁的坚硬内核，其上覆盖着一层主要由水冰构成的幔，再上面覆盖着一层挥发性更强的壳。
冥王星位于近日点附近时(最近一次位于近日点附近发生在1989年)会有一个富含氮的大气层，密度可能比海卫一的大气层还要大。冥王星的引力是非常弱的，假想它有一个包裹着99%大气的外壳，这个外壳会延伸到其表面上方300千米处；对地球来说，这样的大气延伸的等效高度只有40千米。冥王星将在2113年到达远日点。在其与太阳的距离从近日点的45亿千米增加到远日点的74亿千米的过程中，冥王星的大部分大气预计会凝结到其表面上。遗憾的是，我们错过了在近日点近距离研究冥王星的机会。美国国家航空航天局的新“地平线”号(Horizon)探测器将于2015年飞越冥王星，届时，大部分冥王星大气层可能已经凝结，并将其表面“永久”隐藏在季节性氮冰之下[2]。
冥王星的自转周期为6.4天，与它最大的卫星冥卫一的公转周期相同，与此同时，冥卫一也在同步自转。这种关系是强潮汐的结果，意味着冥王星和冥卫一永远以同样的一面面向对方。冥卫一在大小和质量上与冥王星比例接近，比其他任何行星或矮行星与自己最大卫星的比例都要大。冥卫一的质量大约是冥王星的12%，它的轨道距离冥王星中心只有17个冥王星半径。相比之下，月球的质量仅为地球的1.2%，轨道半径为60个地球半径。冥卫一离冥王星很近，这解释了为什么它直到1978年才被发现。冥王星的两颗较小的卫星冥卫二(Nix)和冥卫三(Hydra)是在2005年被发现的，它们的轨道在冥王星的轨道平面上，与冥卫一形成接近4∶1和6∶1的轨道共振。
在冥王星表面看到的冥卫一的大小，等于在地球上看到的月球的大小的8倍。由于冥王星和冥卫一的相对质量非常接近，它们的共同质心(“重心”)不在冥王星内部，而在两个天体之间的空间点上。尽管已经知道了像(90)休神星这样的双小行星，还有像2001QW332(直径为200千米的双生子)这样的双柯伊伯带天体，但是冥王星和冥卫一依然是大到足以算作行星或矮行星的天体中，体量最为接近的一对。
冥卫一的表面主要是水冰和微量的氨。它的密度比冥王星小，但仍然足以形成一个坚固的岩石内核。冥卫一可能是一个相对平淡的、布满陨石坑的星球，而冥王星可能会像其表面物质多样性所显示的那样，通过地质活动给我们留下深刻的印象。
可能还有一点能让冥卫一比冥王星更引人注目，那就是冥王星的轴倾角是119.6°(大于90°意味着它的自转是逆行的)，而冥卫一的轨道正好在冥王星的赤道平面上，因此，相对于它们围绕太阳的联合轨道而言，冥卫一的轨道有很大的倾斜度。冥卫一受到的来自太阳和冥王星的竞争性潮汐拉力足够强大，可能在冥卫一冰幔内的某处引发融化。如果是这样的话，未来就有趣了。冥卫一有一个类似于木卫二的表面，在冥卫一表面之下甚至还有一个潜在的孕育生命的海洋。迄今为止，我们取得的最好的提示来自2007年获得的红外光谱。通过这些红外光谱，我们发现，冥卫一表面的水冰仍处于原始的水晶体形式，而不是冰的无定形亚微观状态，这种状态暴露在太阳紫外线辐射和宇宙射线轰击下的时间已经超过数万年。冥卫一的间歇泉能对此作出最简单的解释。像土卫二上的羽状物那样，冥卫一的间歇泉会从内部喷射出新鲜的冰。
其余的海外天体
表7列出了在撰写本文时，冥王星和其他10大海外天体的排名。其中阋神星(Eris)、鸟神星(Makemake)和妊神星(Haumea)被正式认定为矮行星。妊神星是扁平的，这要么是因为它的自转周期只有4小时，非常快，要么是因为碰撞。表7中的天体都是经典的柯伊伯带天体，除了阋神星、2007OR10(黄道离散天体)、2002TC302(与海王星的轨道共振为5∶2)、伊克西翁(Ixion，冥族小天体)和塞德娜(Sedna)。塞德娜以一种奇特的方式位于黄道离散天体之外，它有一个高度椭圆的轨道，远日点在距离太阳975 AU处。
表7 最大的海外天体
续表
除冥王星外，人们对表中天体的大小知之甚少(即使是表中给出近似数值的天体)。这些海外天体的尺寸是基于对反照率(天体反射入射光的百分比)的假设估算出来的。如果海外天体的反照率比假设的要小，那么它们一定会更大，但如果它们反照率比假设的要大，那么它们一定会更小。对海外天体尺寸的估计可以通过测量其表面的热辐射来改进，但是因为海外天体太冷了(表面温度只有零下230℃或更低)，所以只能利用在地球大气层上方的太空望远镜才能做到这一点。鉴于这些不确定性，表中的海外天体不太可能全都进入未来的“十大海外天体”名单。
海外天体的颜色范围分布为从红色(表面可能广泛分布着托林)到蓝灰(表面有暴露的冰或无定形碳)。妊神星是蓝灰色的，其质量(从其卫星轨道导出)表明，妊神星的密度比冥王星大，因此它必须有相对较高比例的非冰成分。已经在创神星的光谱中检测到的结晶冰和氨水合物，这表明创神星的表面是最近重塑的(所使用的论据与那些为冥卫一提出的论据类似)。这意味着需要地质活动或重大撞击事件，以产生足够广泛的喷射物来主导光谱。
有2%~3%的海外天体拥有卫星，与拥有卫星的小行星比例相当。在较大的海外天体中，这一比例更高，这给解释海外天体的卫星的起源造成了一些困扰。
如果美国宇航局的“新地平线”任务在2015年飞越冥王星-冥卫三之后仍然保持健康，它将被导向一个更遥远的海外天体。该目标尚未确定，但理想情况下将是一个蓝灰色的海外天体，与冥王星的红色性质形成对比。
一颗海外行星？
大多数天文学家认为，我们已经发现了所有隶属太阳系的大型天体。当然，柯伊伯带中不可能隐藏任何行星大小的天体，因为如果存在这样一个天体，柯伊伯带将是不稳定的。然而，对于一颗尚未完全逃离太阳系的外围行星(俗称“X行星”)来说，仍然存在两种可能性。第一种可能性是，在距太阳80~170 AU处的倾斜偏心轨道上，有一个质量与地球质量相当的天体。如此巨大的天体(可能是由于与海王星的近距离接触而被向外抛射的)的存在可以解释为什么在距太阳48AU之外的柯伊伯带，我们观测到的天体数量突然减少。这个现象被称为“柯伊伯悬崖”。这可能也解释了塞德娜等天体的极端轨道散布现象。
外围行星存在的第二种可能性出自长周期彗星往往来自天空的一个特定区域，而不是某个随机方向。有人认为，这些长周期彗星是从奥尔特云中被驱逐出来的，这种天体与木星质量相当，距太阳约32 000AU。这样的天体很难用望远镜探测到，但并非不可能。如此遥远的一颗“行星”不会受到太阳引力的束缚，它可能只是一个从另一颗恒星的行星系统中偶然逃脱的星际空间漫游者。
[1] 一种存在于远离母恒星的寒冷星体上的物质，是一类共聚物分子，由最初的甲烷、乙烷等简单结构有机化合物在紫外线照射下形成，它并不是单一的纯净物，并没有确定的化学分子或明确的混合物与之对应。托林在颜色上通常呈浅红色或棕色。托林无法在今日的地球自然环境下形成，但在外太阳系以冰为主的天体表面占有极大的含量，也见158页。
[2] 新地平线号在2015年夏天飞越冥王星时，其表面凝结。