วัตถุทรานส์เนปจูน ( TNO ) หรือเขียนว่าวัตถุทรานส์เนปจูน [ ^{1 ]}คือดาวเคราะห์น้อย ใดๆ ในระบบสุริยะที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ที่^ระยะห่างเฉลี่ยมากกว่าดาวเนปจูนซึ่งมีแกนกึ่งเอกวง โคจร 30.1 หน่วยดาราศาสตร์ (AU)

โดยทั่วไปแล้ว TNO จะถูกแบ่งออกเป็น วัตถุ คลาสสิกและ วัตถุ เรโซแนนซ์ของแถบไคเปอร์จานกระจายและวัตถุที่แยกตัวออกมาโดยเซดนอยด์เป็นวัตถุที่อยู่ไกลที่สุด^{[ nb 1 ]}ณ เดือนกุมภาพันธ์ 2025 แคตตาล็อกของดาวเคราะห์น้อยมี TNO ที่มีหมายเลข 1006 ดวงและ TNO ที่ไม่มีหมายเลขมากกว่า4000 ดวง [ ^{3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] อย่างไรก็ตาม}มีวัตถุเกือบ 5900 ดวงที่มีแกนกึ่งเอกมากกว่า 30 AU อยู่ในแคตตาล็อก MPC โดยมี 1009 ดวงที่มีหมายเลข

วัตถุพ้นเนปจูนชิ้นแรกที่ถูกค้นพบคือพลูโตในปี 1930 กว่าจะค้นพบวัตถุพ้นเนปจูนชิ้นที่สองที่โคจรรอบดวงอาทิตย์โดยตรง คือ15760 อัลเบียน ก็ต้องรอจนถึงปี 1992 วัตถุพ้นเนปจูน ที่มีมวลมากที่สุดเท่าที่รู้จักคืออีริส รอง ลงมาคือ พลูโตฮาอูเมียมาเคมาเคและกงกงตามลำดับ มีการค้นพบดาวบริวาร มากกว่า80 ดวงที่โคจรรอบวัตถุพ้นเนปจูน วัตถุพ้นเนปจูนมีสี แตกต่างกัน ไป อาจเป็นสีเทาอมน้ำเงิน (BB) หรือสีแดงจัด (RR) เชื่อกันว่าวัตถุเหล่านี้ประกอบด้วยส่วนผสมของหินคาร์บอนอสัณฐานและน้ำแข็งระเหยง่าย เช่น น้ำและมีเทนเคลือบด้วยโทลินและสารประกอบอินทรีย์อื่นๆ

ดาวเคราะห์น้อย 12 ดวงที่มีแกนกึ่งหลักมากกว่า 150 AU และจุดใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่า 30 AU เป็นที่รู้จัก ซึ่งเรียกว่าวัตถุเหนือเนปจูนสุดขั้ว (ETNOs) ^{[ 8 ]}

วงโคจรของดาวเคราะห์แต่ละดวงได้รับผลกระทบเล็กน้อยจาก อิทธิพล แรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ดวงอื่น ความคลาดเคลื่อนในช่วงต้นทศวรรษ 1900 ระหว่างวงโคจรที่สังเกตได้และที่คาดการณ์ไว้ของยูเรนัสและเนปจูน ชี้ให้เห็นว่ามีดาวเคราะห์เพิ่มเติมอีกหนึ่งดวงหรือมากกว่านั้นอยู่เลยเนปจูนไป การค้นหาดาวเคราะห์เหล่านี้ทำให้ค้นพบพลูโตในเดือนกุมภาพันธ์ ค.ศ. 1930 ซึ่งต่อมาพบว่ามีขนาดเล็กเกินกว่าจะอธิบายความคลาดเคลื่อนได้ การประมาณค่ามวลของเนปจูนที่แก้ไขใหม่จาก การบินผ่านของยาน วอยเอเจอร์ 2ในปี ค.ศ. 1989 แสดงให้เห็นว่าไม่มีความคลาดเคลื่อนที่แท้จริง ปัญหาคือข้อผิดพลาดในการคาดการณ์วงโคจร^{[ 9 ]}พลูโตหาได้ง่ายที่สุดเพราะสว่างที่สุดในบรรดาวัตถุที่อยู่เลยเนปจูนที่รู้จักทั้งหมด นอกจากนี้ยังมีความเอียงต่อระนาบสุริยวิถี น้อย กว่าวัตถุที่อยู่เลยเนปจูนขนาดใหญ่อื่นๆ ส่วนใหญ่ ดังนั้นตำแหน่งของมันบนท้องฟ้าจึงมักจะอยู่ใกล้กับเขตการค้นหาในจานของระบบสุริยะ

หลังจากการค้นพบพลูโต นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันไคลด์ ทอมบอห์ยังคงค้นหาวัตถุที่คล้ายคลึงกันต่อไปอีกหลายปี แต่ก็ไม่พบ เป็นเวลานานที่ไม่มีใครค้นหาวัตถุ TNO อื่นๆ เนื่องจากโดยทั่วไปเชื่อกันว่าพลูโต ซึ่งจนถึงเดือนสิงหาคม 2549 ถูกจัดประเภทเป็นดาวเคราะห์ เป็นวัตถุขนาดใหญ่เพียงชิ้นเดียวที่อยู่เลยดาวเนปจูนไป จนกระทั่งหลังจากการค้นพบวัตถุ TNO ชิ้นที่สอง คือ15760 อัลเบียน ในปี 2535 จึงเริ่มมีการค้นหาวัตถุดังกล่าวอย่างเป็นระบบ มีการถ่ายภาพและประเมินผลทางดิจิทัลของแถบท้องฟ้ากว้างรอบสุริยวิถีเพื่อค้นหาวัตถุที่เคลื่อนที่ช้า พบวัตถุ TNO หลายร้อยชิ้น โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางอยู่ในช่วง 50 ถึง 2,500 กิโลเมตรอีริส วัตถุ TNO ที่มีมวลมากที่สุดเท่าที่รู้จัก ถูกค้นพบในปี 2548 ทำให้เกิดข้อถกเถียงที่ยืดเยื้อมานานในวงการวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับการจัดประเภทของวัตถุ TNO ขนาดใหญ่ และว่าวัตถุอย่างพลูโตสามารถพิจารณาว่าเป็นดาวเคราะห์ได้หรือไม่ ในปี 2006 สหพันธ์ดาราศาสตร์สากลได้จัดให้พลูโตและอีริสเป็นดาวเคราะห์ แคระ

ตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์และพารามิเตอร์วงโคจร วัตถุ TNO ถูกจัดกลุ่มออกเป็นสองกลุ่มใหญ่ ได้แก่ วัตถุ ในแถบไคเปอร์ (KBO) และ วัตถุ ในจานกระจาย (SDO) ^{[หมายเหตุ 1 ]}แผนภาพด้านล่างแสดงการกระจายตัวของวัตถุที่อยู่เลยวงโคจรของเนปจูนที่ระยะ 30.07 AU วัตถุ TNO ประเภทต่างๆ แสดงด้วยสีที่แตกต่างกัน ส่วนหลักของแถบไคเปอร์แสดงด้วยสีส้มและสีน้ำเงินระหว่างการสั่นพ้องวงโคจร 2:3 และ 1:2 กับเนปจูนพลูติโน (สีส้ม) คือวัตถุที่อยู่ในการสั่นพ้อง 2:3 ซึ่งรวมถึงดาวเคราะห์แคระพลูโตและออร์คัสวัตถุในแถบไคเปอร์แบบคลาสสิกแสดงด้วยสีน้ำเงิน โดยวัตถุที่ใหญ่ที่สุด ได้แก่Haumea , MakemakeและQuaoarซึ่งอยู่ในกลุ่มที่มีพลวัต "ร้อน" แสดงด้วยสีน้ำเงินอ่อน และกลุ่มที่มีพลวัต "เย็น" ได้แก่486958 Arrokothซึ่งอยู่ในวงโคจรที่มีความเยื้องศูนย์ต่ำและกระจุกตัวอยู่ใกล้ 44 AU แสดงด้วยสีน้ำเงินเข้ม

จานกระจัดกระจายสามารถพบได้นอกแถบไคเปอร์ ซึ่งแสดงด้วยสีเทาและสีม่วง วัตถุเหล่านี้ รวมถึงดาวเคราะห์แคระอีริสและกงกงถูกกระตุ้นให้โคจรเป็นวงรีเนื่องจากการรบกวนทางแรงโน้มถ่วงของดาวเนปจูน ส่งผลให้จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของพวกมันกระจุกตัวอยู่ในแถบแนวนอนระหว่าง 30 ถึง 40 หน่วยดาราศาสตร์ อย่างไรก็ตาม วัตถุที่แยกตัวออกมาบางดวงเช่น(612911) 2004 XR 190มีจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดที่สูงกว่าเซนทอร์ซึ่งแสดงด้วยสีเขียว ถูกรบกวนจากจานกระจัดกระจายไปยังวงโคจรที่ตัดกับดาวเคราะห์ชั้นนอก วัตถุในทั้งสองกลุ่มนี้อาจพบได้ในภาวะสั่นพ้องของการเคลื่อนที่เฉลี่ยกับดาวเนปจูน ซึ่งแสดงด้วยสีแดง

สุดท้ายนี้วัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนออกไปไกลมากจะแสดงอยู่ทางด้านขวาของแผนภาพ โดยหลายดวงมีวงโคจรที่ขยายออกไปไกลกว่า 1000 AU จากดวงอาทิตย์ วัตถุเหล่านี้สามารถแบ่งออกเป็นจานกระจายตัวขนาดใหญ่ (สีชมพู) ซึ่งรวมถึง(768325) 2015 BP 519วัตถุที่แยกตัวออกไปไกล (สีน้ำตาล) ซึ่งรวมถึง2017 OF 201และเซดนอยด์ ที่รู้จักกันสี่ดวง ซึ่งรวมถึงเซดนาและ541132 เลเลอาคูโฮนัว

แถบ เอ็ดจ์เวิร์ธ - ไคเปอร์ประกอบด้วยวัตถุที่มีระยะห่างเฉลี่ยจากดวงอาทิตย์ประมาณ 30 ถึง 55 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) โดยปกติจะมีวงโคจรเกือบเป็นวงกลมและมีความเอียงเล็กน้อยจาก ระนาบสุริยวิถี วัตถุในแถบ เอ็ดจ์เวิร์ธ-ไคเปอร์ยังแบ่งออกเป็นสองประเภท คือวัตถุเรโซแนนซ์นอกวงโคจรเนปจูนซึ่งอยู่ในภาวะเรโซแนนซ์วงโคจรกับเนปจูนและวัตถุในแถบไคเปอร์แบบคลาสสิก หรือที่เรียกว่า "คิวบีวาโนส" ซึ่งไม่มีภาวะเรโซแนนซ์ดังกล่าว เคลื่อนที่ในวงโคจรเกือบเป็นวงกลมโดยไม่ถูกรบกวนจากเนปจูน มีกลุ่มย่อยเรโซแนนซ์จำนวนมาก กลุ่มที่ใหญ่ที่สุดคือทูทิโนส (เรโซแนนซ์ 1:2) และพลูติโนส (เรโซแนนซ์ 2:3) ซึ่งตั้งชื่อตามสมาชิกที่โดดเด่นที่สุดคือพลูโตสมาชิกของแถบเอ็ดจ์เวิร์ธ-ไคเปอร์แบบคลาสสิก ได้แก่15760 อัลเบียน , ควาอาร์และมาเคมาเค

วัตถุในแถบไคเปอร์อีกประเภทหนึ่งคือวัตถุที่เรียกว่าวัตถุที่เกิดจากการกระเจิงของแรงโน้มถ่วง (Scattering Objects หรือ SO) วัตถุเหล่านี้เป็นวัตถุที่ไม่เกิดการสั่นพ้อง ซึ่งโคจรเข้ามาใกล้ดาวเนปจูนมากพอที่จะทำให้วงโคจรของมันเปลี่ยนแปลงไปเป็นระยะ (เช่น ทำให้กึ่งแกนเอกเปลี่ยนแปลงไปอย่างน้อย 1.5 หน่วยดาราศาสตร์ใน 10 ล้านปี) และจึงเกิดการกระเจิงของแรงโน้มถ่วงขึ้น วัตถุที่เกิดจากการกระเจิงของแรงโน้มถ่วงนั้นตรวจจับได้ง่ายกว่าวัตถุอื่นๆ ที่อยู่เลยดาวเนปจูนไปที่มีขนาดเท่ากัน เนื่องจากมันโคจรเข้ามาใกล้โลกมากกว่า โดยบางวัตถุมีจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดประมาณ 20 หน่วยดาราศาสตร์ มีหลายวัตถุที่ทราบกันว่ามีค่าความสว่างสัมบูรณ์ในย่าน g ต่ำกว่า 9 ซึ่งหมายความว่าเส้นผ่านศูนย์กลางโดยประมาณมากกว่า 100 กิโลเมตร มีการประมาณการว่ามีวัตถุที่เกิดจากการกระเจิงของแรงโน้มถ่วงอยู่ระหว่าง 240,000 ถึง 830,000 ชิ้น ที่มีขนาดใหญ่กว่า ค่าความสว่างสัมบูรณ์ ในย่าน rที่ 12 ซึ่งสอดคล้องกับเส้นผ่านศูนย์กลางที่มากกว่าประมาณ 18 กิโลเมตร วัตถุที่กระจัดกระจายนั้นสันนิษฐานว่าเป็นแหล่งกำเนิดของดาวหางตระกูลดาวพฤหัสบดี (JFCs) ซึ่งมีคาบการโคจรน้อยกว่า 20 ปี^{[ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]}

จานกระจายตัวประกอบด้วยวัตถุที่อยู่ไกลจากดวงอาทิตย์มากขึ้น โดยมีวงโคจรที่ผิดปกติและเอียงมาก วงโคจรเหล่านี้ไม่เกิดการสั่นพ้องและไม่ตัดกับวงโคจรของดาวเคราะห์ ตัวอย่างที่เห็นได้ชัดคืออีริส ซึ่งเป็น วัตถุในแถบจันทรุปราคาที่มีมวลมากที่สุดเท่าที่รู้จัก โดยพิจารณาจากพารามิเตอร์ Tisserandที่สัมพันธ์กับเนปจูน (T _N ) วัตถุในจานกระจายสามารถแบ่งออกเป็นวัตถุจานกระจาย "ทั่วไป" (SDOs, Scattered-near) ที่มี T _Nน้อยกว่า 3 และวัตถุที่แยกตัวออกมา (ESDOs, Scattered-extended) ที่มี T _Nมากกว่า 3 นอกจากนี้ วัตถุที่แยกตัวออกมายังมีค่าความเยื้องศูนย์กลางเฉลี่ยตามเวลามากกว่า 0.2 ^{[ 13 ]}เซดนอยด์เป็นกลุ่มย่อยสุดขั้วอีกกลุ่มหนึ่งของวัตถุที่แยกตัวออกมา โดยมีจุด ใกล้ ดวงอาทิตย์ ที่สุด อยู่ไกลมากจนได้รับการยืนยันแล้วว่าวงโคจรของพวกมันไม่สามารถอธิบายได้ด้วยการรบกวนจากดาวเคราะห์ยักษ์ [ ^{14 ]}หรือด้วยการปฏิสัมพันธ์กับ กระแสน้ำขึ้นลง ของกาแล็กซี^{[ 15 ]}อย่างไรก็ตามดาวฤกษ์ที่ผ่านไปอาจทำให้พวกมันเคลื่อนที่บนวงโคจร^{ได้[ 16 ]}

เนื่องจากความสว่างปรากฏ (>20) ของวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนออกไปเกือบทั้งหมด ยกเว้นวัตถุที่ใหญ่ที่สุด การศึกษาทางฟิสิกส์จึงจำกัดอยู่เพียงสิ่งต่อไปนี้:

• การแผ่รังสีความร้อนของวัตถุขนาดใหญ่ที่สุด (ดูการกำหนดขนาด )
• ดัชนีสีกล่าวคือ การเปรียบเทียบค่าความสว่างที่ปรากฏโดยใช้ตัวกรองที่แตกต่างกัน
• การวิเคราะห์สเปกตรัมทั้งแสงที่มองเห็นได้และอินฟราเรด

การศึกษาเรื่องสีและสเปกตรัมช่วยให้เข้าใจถึงแหล่งกำเนิดของวัตถุ และความสัมพันธ์ที่เป็นไปได้กับวัตถุประเภทอื่น ๆ โดยเฉพาะเซนทอร์และดาวบริวารบางดวงของดาวเคราะห์ยักษ์ ( ไทรทันฟีบี ) ซึ่งคาดว่ามีต้นกำเนิดมาจากแถบไคเปอร์อย่างไรก็ตาม การตีความมักจะคลุมเครือ เนื่องจากสเปกตรัมสามารถเข้ากับแบบจำลององค์ประกอบพื้นผิวได้มากกว่าหนึ่งแบบ และขึ้นอยู่กับขนาดอนุภาคที่ไม่ทราบแน่ชัด ที่สำคัญกว่านั้น พื้นผิวทางแสงของวัตถุขนาดเล็กอาจถูกเปลี่ยนแปลงโดยรังสีเข้มข้นลมสุริยะและอุกกาบาตขนาดเล็ก ดังนั้นชั้นผิวทางแสงที่บางอาจแตกต่างจากชั้นดินด้านล่าง และไม่เป็นตัวแทนขององค์ประกอบโดยรวมของวัตถุ

เชื่อกันว่า TNO ขนาดเล็กเป็นส่วนผสมของหินและน้ำแข็งที่มีความหนาแน่นต่ำ โดยมี วัสดุพื้นผิว อินทรีย์ ( ที่มี คาร์บอน ) บางชนิด เช่นโทลินซึ่งตรวจพบได้ในสเปกตรัม ในทางกลับกัน ความหนาแน่นสูงของเฮาเมีย 2.6–3.3 กรัม/ซม^³บ่งชี้ว่ามีปริมาณที่ไม่ใช่น้ำแข็งสูงมาก (เปรียบเทียบกับความหนาแน่นของพลูโต : 1.86 กรัม/ซม ^³ ) องค์ประกอบของ TNO ขนาดเล็กบางดวงอาจคล้ายกับดาวหาง อันที่จริง เซนทอร์บาง ดวง มีการเปลี่ยนแปลงตามฤดูกาลเมื่อเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ ทำให้ขอบเขตไม่ชัดเจน(ดู2060 ไครอนและ7968 เอลสต์-ปิซาร์โร )อย่างไรก็ตาม การเปรียบเทียบจำนวนประชากรระหว่างเซนทอร์และ TNO ยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่^{[ 17 ]}

ดัชนีสีเป็นการวัดอย่างง่ายของความแตกต่างในขนาดที่ปรากฏของวัตถุที่มองเห็นผ่านตัวกรองสีน้ำเงิน (B) ที่มองเห็นได้ (V) เช่น สีเขียว-เหลือง และสีแดง (R) ^{[ 18 ]} ความสัมพันธ์ระหว่างสีและลักษณะวงโคจรได้รับการศึกษาเพื่อยืนยันทฤษฎีต้นกำเนิดที่แตกต่างกันของคลาสไดนามิกที่แตกต่างกัน:

• วัตถุแถบไคเปอร์แบบคลาสสิก (คิวเบวาโนส) ดูเหมือนจะประกอบด้วยประชากรสีที่แตกต่างกันสองกลุ่ม ได้แก่ กลุ่มที่เรียกว่ากลุ่มเย็น (ความเอียง <5°) ซึ่งแสดงเฉพาะสีแดง และกลุ่มที่เรียกว่ากลุ่มร้อน (ความเอียงสูงกว่า) ซึ่งแสดงสีได้หลากหลายตั้งแต่สีน้ำเงินไปจนถึงสีแดงจัด^{[ 19 ]}การวิเคราะห์ล่าสุดโดยใช้ข้อมูลจากการสำรวจวงโคจรลึกยืนยันความแตกต่างของสีระหว่างวัตถุที่มีความเอียงต่ำ (เรียกว่าแกนกลาง ) และวัตถุที่มีความเอียงสูง (เรียกว่ารัศมี ) สีแดงของวัตถุแกนกลางพร้อมกับวงโคจรที่ไม่ถูกรบกวนบ่งชี้ว่าวัตถุเหล่านี้อาจเป็นซากของประชากรดั้งเดิมของแถบ^{[ 20 ]}
• วัตถุ รูปจานที่กระจัดกระจายแสดงสีที่คล้ายคลึงกับวัตถุคลาสสิกที่มีอุณหภูมิสูง ซึ่งบ่งชี้ถึงแหล่งกำเนิดเดียวกัน

ในขณะที่วัตถุที่มีความสว่างน้อยกว่า รวมถึงประชากรโดยรวม มีสีแดง (V−I = 0.3–0.6) วัตถุขนาดใหญ่กว่ามักจะมีสีที่เป็นกลางมากกว่า (ดัชนีอินฟราเรด V−I < 0.2) ความแตกต่างนี้ทำให้เกิดข้อเสนอแนะว่าพื้นผิวของวัตถุขนาดใหญ่ที่สุดถูกปกคลุมด้วยน้ำแข็ง ซึ่งซ่อนบริเวณที่มีสีแดงและมืดกว่าไว้ข้างใต้^{[ 21 ]}

ในบรรดา TNO เช่นเดียวกับเซนทอร์มีสีที่หลากหลายตั้งแต่สีฟ้าเทา (เป็นกลาง) ไปจนถึงสีแดงจัด แต่ต่างจากเซนทอร์ที่จัดกลุ่มแบบสองกลุ่มเป็นเซนทอร์สีเทาและสีแดง การกระจายตัวของ TNO ดูเหมือนจะสม่ำเสมอ^{[ 17 ]}สเปกตรัมที่หลากหลายแตกต่างกันในด้านการสะท้อนแสงในสีแดงที่มองเห็นได้และอินฟราเรดใกล้ วัตถุที่เป็นกลางมีสเปกตรัมแบนราบ สะท้อนสีแดงและอินฟราเรดมากเท่ากับสเปกตรัมที่มองเห็นได้^{[ 23 ]}วัตถุสีแดงจัดมีความชันสูง สะท้อนสีแดงและอินฟราเรดได้มากกว่ามาก ความพยายามล่าสุดในการจำแนกประเภท (ที่พบได้ทั่วไปในเซนทอร์) ใช้คลาสทั้งหมดสี่คลาสตั้งแต่BB (สีน้ำเงิน หรือสีกลาง ค่าเฉลี่ย B−V = 0.70, V−R = 0.39 เช่นOrcus ) ถึงRR (สีแดงจัด B−V = 1.08, V−R = 0.71 เช่นSedna ) โดยมีBRและIRเป็นคลาสกลาง BR (สีน้ำเงิน-แดงระดับกลาง) และ IR (สีแดงระดับปานกลาง) แตกต่างกันส่วนใหญ่ในแถบอินฟราเรด I, J และ H

แบบจำลองพื้นผิวทั่วไปประกอบด้วยน้ำแข็งคาร์บอนอสัณฐานซิลิเกตและโมเลกุลอินทรีย์ขนาดใหญ่ที่เรียกว่าโทลินซึ่งเกิดจากรังสีเข้มข้น โทลินหลักสี่ชนิดถูกนำมาใช้เพื่อปรับให้เข้ากับความชันของการแดงขึ้น:

• ไททันโทลิน เชื่อกันว่าเกิดจากส่วนผสมของไนโตรเจน (N2) 90% _และมีเทน₍ CH4 ) 10%
• ไทรทันโทลิน มีคุณสมบัติเช่นเดียวกับข้างต้น แต่มีปริมาณมีเทนต่ำมาก (0.1%)
• _{(อีเทน) ไอซ์โทลิ น} I เชื่อว่าผลิตจากส่วนผสมของน้ำ 86% _และคาร์บอน 14% ( อีเท_น )
• (เมทานอล) ไอซ์โทลิน II, 80% H₂O _, 16% CH₃OH ₍เมทานอล ) และ 3% _CO₂

เพื่อเป็นตัวอย่างแสดงให้เห็นถึงสองกลุ่มสุดขั้ว คือ BB และ RR จึงได้มีการเสนอองค์ประกอบต่อไปนี้

• สำหรับเซดนา (RR สีแดงมาก): ไทรทันโทลิน 24%, คาร์บอน 7%, ไนโตรเจน 10% , เมทานอ _ล 26% และมีเทน 33%
• สำหรับ Orcus (BB, สีเทา/น้ำเงิน): คาร์บอนอสัณฐาน 85%, ไททันโทลิน +4% และน้ำแข็ง_{H₂O 11%}

การสังเกตการณ์ล่าสุดด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ (JWST) และโดยเฉพาะอย่างยิ่งความไวสูงของ เครื่องมือ NIRSpecในช่วง 0.7–5.3 μm ได้นำไปสู่การจำแนกประเภทสเปกตรัมใหม่สำหรับวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูน (TNOs) การจำแนกประเภทนี้มีพื้นฐานมาจาก โครงการ Discovering the Surface Composition of TNOs (DiSCo) Large และเป็นครั้งแรกที่รวมเอาไม่เพียงแต่โปรไฟล์สเปกตรัมเท่านั้น แต่ยังรวมถึงความสัมพันธ์ระหว่างโปรไฟล์เหล่านั้นกับองค์ประกอบพื้นผิวของ TNOs ด้วย นอกเหนือจากการค้นพบสปีชีส์ที่ไม่เคยตรวจพบมาก่อน การค้นพบที่สำคัญที่สุดจากการศึกษาสเปกตรัมของ TNOs ด้วยกล้องโทรทรรศน์เวบบ์คือการพบ CO2 _บนพื้นผิวของ TNOs อย่างแพร่หลาย โดยไม่ขึ้นอยู่กับขนาด ค่าอัลเบโด และสี และการไม่พบน้ำแข็งอย่างแพร่หลาย ซึ่งพบได้อย่างชัดเจนเพียง 20% ของตัวอย่าง^{[ 24 ]}

คลาสองค์ประกอบ DiSCo ^{[ 24 ]}แสดงให้เห็นกลุ่มที่แตกต่างกันสามกลุ่ม:

• รูปทรงชาม : เป็นคลาสเดียวที่มีลักษณะการดูดซับน้ำแข็ง ที่ชัดเจน ตลอดช่วงสเปกตรัม NIRSPEC พร้อมด้วยซิลิเกตและคาร์บอนไดออกไซด์ (CO2 ₎ บางส่วน เนื่องจากมีวัสดุทนไฟอยู่บนพื้นผิวจำนวนมาก วัตถุเหล่านี้จึงแสดงค่าอัลเบโดทางเรขาคณิตที่ต่ำที่สุดในกลุ่ม^{[ 24 ]}
• Double-Dip : วัตถุสีแดงในช่วงที่มองเห็นได้ซึ่งมีสเปกตรัมที่เด่นด้วย CO ₂ (รวมถึงไอโซโทโพล็อก¹³ CO ₂ ) และคาร์บอนมอนอกไซด์ (CO) ส่วนประกอบพื้นผิวที่ไม่ใช่น้ำแข็งน่าจะเด่นด้วยโทลินที่มีการดูดกลืนการยืดตัวของอะลิฟาติกที่ 3.2 - 3.5 μm ^{[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ]}
• หน้าผา : วัตถุสีแดงที่สุดที่อยู่ต่ำกว่า 1.2 μm โดยมีพื้นผิวที่พัฒนาทางเคมีซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยเมทานอล , CO2 _, CO และผลพลอยได้จากการฉายรังสีของเมทานอลที่มีกลุ่ม −OH, −CH และ −NH ^{[ 27 ]}สเปกตรัมเหล่านี้ยังแสดงแถบที่ซับซ้อนเพิ่มเติม ซึ่งน่าจะเกี่ยวข้องกับ OCN− ^และ OCS

การกระจายตัวของกลุ่มเหล่านี้ไม่แสดงความสัมพันธ์ที่ชัดเจนกับพารามิเตอร์ทางกายภาพหรือคลาสไดนามิก ยกเว้นสีในช่วงที่มองเห็นได้และข้อเท็จจริงที่ว่าTNO คลาสสิกเย็น ทั้งหมด อยู่ในคลาส Cliff ^{[ 24 ]}กลุ่มทั้งสามนี้ยังถูกสร้างขึ้นใหม่โดยมีความแตกต่างกันบ้างในเซนทอร์^{[ 28 ]} (รวมถึงเซนทอร์ที่ใช้งานอยู่ เช่นไครอน ) ^{[ 29 ]}ในโทรจันของเนปจูน [ ^{30 ]}และในETNO [ ^{31 ]}ทำให้พวกมันเป็นข้อมูลอ้างอิงที่มีประโยชน์สำหรับวัตถุที่เป็นน้ำแข็งทั่วทั้งระบบสุริยะ^{นอกจากนี้}ยังพบความคล้ายคลึงกันกับสเปกตรัมของจานเศษซาก^{[ 32 ]}

ตามที่คาดไว้เนื่องจากองค์ประกอบที่แปลกประหลาดดาวเคราะห์แคระErisและMakemake ^{[ 33 ]}ไม่จัดอยู่ในกลุ่มใดกลุ่มหนึ่งเหล่านี้ เช่นเดียวกับดาวเคราะห์แคระขนาดใหญ่ (~1000 กม.) ที่เป็นผู้สมัคร เช่นQuaoar , GonggongและSednaซึ่งแสดงโปรไฟล์สเปกตรัมที่โดดเด่นด้วยผลิตภัณฑ์การฉายรังสีของมีเทน^{[ 34 ]}

โดยทั่วไป วัตถุขนาดใหญ่ (สว่าง) มักจะอยู่ในวงโคจรเอียง ในขณะที่ระนาบคงที่ส่วนใหญ่ประกอบด้วยวัตถุขนาดเล็กและสลัวในแถบคลาสสิกเย็น^{[ 21 ]}

เป็นการยากที่จะประมาณขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางของวัตถุในแถบไททันส์ (TNO) สำหรับวัตถุขนาดใหญ่มากที่มีองค์ประกอบวงโคจรที่ทราบแน่ชัด (เช่น พลูโต) สามารถวัดขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางได้อย่างแม่นยำโดยการบังแสงของดาวฤกษ์ สำหรับวัตถุ TNO ขนาดใหญ่อื่นๆ สามารถประมาณขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางได้โดย การวัด อุณหภูมิความเข้มของแสงที่ส่องสว่างวัตถุเป็นที่ทราบ (จากระยะห่างจากดวงอาทิตย์) และเราสันนิษฐานว่าพื้นผิวส่วนใหญ่อยู่ในสมดุลทางความร้อน (ซึ่งโดยทั่วไปแล้วเป็นสมมติฐานที่ไม่เลวสำหรับวัตถุที่ไม่มีบรรยากาศ) สำหรับค่าอัลเบโด ที่ทราบ แล้ว สามารถประมาณอุณหภูมิพื้นผิว และความเข้มของการแผ่รังสีความร้อนได้ นอกจากนี้ หากทราบขนาดของวัตถุ ก็สามารถคาดการณ์ปริมาณแสงที่มองเห็นได้และรังสีความร้อนที่แผ่มาถึงโลกได้ ปัจจัยที่ทำให้ง่ายขึ้นคือ ดวงอาทิตย์ปล่อยพลังงานเกือบทั้งหมดออกมาในรูปของแสงที่มองเห็นได้และมีความถี่ใกล้เคียงกัน ในขณะที่ที่อุณหภูมิต่ำของวัตถุ TNO รังสีความร้อนจะถูกปล่อยออกมาที่ความยาวคลื่นที่แตกต่างกันอย่างสิ้นเชิง (อินฟราเรดไกล)

ดังนั้นจึงมีตัวแปรที่ไม่ทราบค่าสองตัว (ค่าอัลเบโดและขนาด) ซึ่งสามารถกำหนดได้โดยการวัดอิสระสองครั้ง (ของปริมาณแสงสะท้อนและรังสีความร้อนอินฟราเรดที่ปล่อยออกมา) TNO อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากจนเย็นมาก จึงผลิตรังสีวัตถุดำที่มีความยาวคลื่น ประมาณ 60 ไมโครเมตรความยาวคลื่นแสงนี้เป็นไปไม่ได้ที่จะสังเกตได้จากพื้นผิวโลก แต่สามารถสังเกตได้จากอวกาศโดยใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ เป็นต้น สำหรับการสังเกตการณ์จากพื้นดิน นักดาราศาสตร์สังเกตส่วนหางของรังสีวัตถุดำในรังสีอินฟราเรดไกล รังสีอินฟราเรดไกลนี้จางมากจนวิธีการทางความร้อนใช้ได้เฉพาะกับ KBO ที่ใหญ่ที่สุดเท่านั้น สำหรับวัตถุส่วนใหญ่ (ขนาดเล็ก) เส้นผ่านศูนย์กลางจะถูกประมาณโดยการสมมติค่าอัลเบโด อย่างไรก็ตาม ค่าอัลเบโดที่พบมีตั้งแต่ 0.50 ลงไปถึง 0.05 ส่งผลให้ขนาดอยู่ในช่วง 1,200–3,700 กม. สำหรับวัตถุที่มีขนาด 1.0 ^{[ 35 ]}

ภารกิจเดียวจนถึงปัจจุบันที่มุ่งเป้าไปที่วัตถุนอกเนปจูนเป็นหลักคือภารกิจ New Horizons ของ NASA ซึ่งถูกปล่อยในเดือนมกราคม พ.ศ. 2549 และบินผ่านระบบพลูโตในเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2558 ^{[ 43 ]}และ486958 Arrokothในเดือนมกราคม พ.ศ. 2562 ^{[ 44 ]}

ในปี 2554 มีการศึกษาการออกแบบเพื่อสำรวจยานอวกาศของ Quaoar, Sedna, Makemake, Haumea และ Eris ^{[ 45 ]}

ในปี 2019 ภารกิจหนึ่งไปยัง TNOs ประกอบด้วยการออกแบบสำหรับการจับวงโคจรและสถานการณ์เป้าหมายหลายเป้าหมาย^{[ 46 ] [ 47 ]}

TNO บางรายการที่ ได้รับการศึกษาในเอกสารการศึกษาการออกแบบ ได้แก่Uni , 1998 WW 31และLempo ^{[ 47 ]}

การมีอยู่ของดาวเคราะห์ที่อยู่นอกเหนือเนปจูนซึ่งมีมวลตั้งแต่ต่ำกว่ามวลโลก ( ซับเอิร์ธ ) ไปจนถึงดาวแคระน้ำตาลมักถูกตั้งสมมติฐานไว้^{[ 48 ] [ 49 ]}ด้วยเหตุผลทางทฤษฎีที่แตกต่างกัน เพื่ออธิบายลักษณะที่สังเกตหรือคาดการณ์ไว้หลายประการของแถบไคเปอร์และเมฆออร์ตเมื่อไม่นานมานี้ มีการเสนอให้ใช้ข้อมูลการวัดระยะจาก ยานอวกาศ นิวฮอไรซันส์เพื่อจำกัดตำแหน่งของวัตถุที่สมมติขึ้นดังกล่าว^{[ 50 ]}

นาซาได้ทำงานเพื่อสร้างยานสำรวจอวกาศระหว่างดวงดาวโดยเฉพาะในศตวรรษที่ 21 ซึ่งได้รับการออกแบบมาเพื่อเข้าถึงตัวกลางระหว่างดวงดาวโดยตั้งใจ และเป็นส่วนหนึ่งของโครงการนี้ การบินผ่านวัตถุต่างๆ เช่น เซดนา ก็ได้รับการพิจารณาด้วย^{[ 51 ]}โดยรวมแล้ว การศึกษาเกี่ยวกับยานอวกาศประเภทนี้ได้เสนอให้ปล่อยยานในช่วงปี 2020 และจะพยายามเดินทางให้เร็วกว่ายานวอยเอเจอร์เล็กน้อยโดยใช้เทคโนโลยีที่มีอยู่^{[ 51 ]}การศึกษาการออกแบบยานสำรวจอวกาศระหว่างดวงดาวในปี 2018 รวมถึงการเยือนดาวเคราะห์น้อย 50000 ควาอาร์ ในช่วงปี 2030 ^{[ 52 ]}

ในบรรดาวัตถุที่อยู่ไกลจากดาวเนปจูนมากเป็นพิเศษนั้น มีวัตถุที่มีจุดใกล้ดวงอาทิตย์มาก ซึ่งจัดอยู่ในประเภทเซดนอยด์โดยมีการยืนยันแล้ว 4 วัตถุ ได้แก่90377 Sedna , 2012 VP 113 , 541132 Leleākūhonuaและ2023 KQ 14 วัตถุ เหล่านี้เป็นวัตถุที่แยกตัวออกไปไกล โดยมีจุดใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่า 70 AU จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สูงทำให้วัตถุเหล่านี้อยู่ห่างจากดาวเนปจูน มากพอที่จะหลีกเลี่ยง การรบกวน จากแรงโน้มถ่วงของดาวเนปจูนอย่างมีนัยสำคัญ คำอธิบายก่อนหน้านี้เกี่ยวกับจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สูงของเซดนา ได้แก่ การเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดกับ ดาวเคราะห์ที่ไม่รู้จักในวงโคจรที่ห่างไกล และการเผชิญหน้าในระยะไกลกับดาวฤกษ์แบบสุ่มหรือสมาชิกของกระจุกดาวฤกษ์ที่กำเนิดจากดวงอาทิตย์ซึ่งโคจรผ่านใกล้ระบบสุริยะ^{[ 53 ] [ 54 ] [ 55 ]}

• ดาวเคราะห์แคระ
• เมโซแพลนเน็ต
• เนเมซิส (ดาวสมมุติ)
• ดาวเคราะห์เก้า
• เซดนอยด์
• วัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะ
• ดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะในนิยาย
• ประเภทสเปกตรัมของดาวเหนือเนปจูน
• ไทรทัน
• ไทคี (ดาวเคราะห์สมมุติ)

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนออกไป

• เก้าดาวเคราะห์มหาวิทยาลัยแอริโซนา
• บริเวณแถบไคเปอร์ของเดวิด จิวิ ตต์
  • หน้า KBO ขนาดใหญ่
• รายชื่อค่าประมาณเส้นผ่านศูนย์กลางจากjohnstonarchiveพร้อมอ้างอิงถึงเอกสารต้นฉบับ