بالرغم من أن هذه الأجرام صغيرة الحجم، وإجمالي كتلتها ضئيل نسبيًّا. وبالرغم من أن علماء الكواكب أدركوا أن الفروق بين تلك الأجرام «الثانوية» غير واضحة إلى حد ما، فإنه يمكن تقسيمها إلى ثلاث فئات فضفاضة: الكويكبات، والأجرام الوراء نبتونية والمذنبات.
تتباين الكويكبات في حجمها؛ حيث يبلغ قطر أضخمها 950 كيلومترًا (وهو قطر كويكب سيريس)، وليس هناك حد، أدنى لهذا الحجم. وقد تم اكتشاف كويكبات بقطر يبلغ بضع عشرات الأمتار وهي تمر قريبًا من كوكب الأرض، ويمكن العثور على بقايا كويكبات أصغر حجمًا سقطت على الأرض، وذلك على هيئة نيازك. وكان يُظن سابقًا أن الكويكبات عبارة عن بقايا كوكب مُدمَّر، لكننا نعتقد الآن أن الكويكبات لم تنتمِ قَطُّ لجرم بحجم كوكب. والكتلة الإجمالية لجميع الكويكبات هي - على الأرجح – على أقل من واحد ألف من كتلة الأرض. ومن الواضح أن بعض الكويكبات قد تعرضت لتصادمات متبادلة، كما يتضح من أشكالها غير المنتظمة.
ومن دون استثناءات، فإن الحركة المدارية للكويكبات تكون في عكس اتجاه عقارب الساعة. ومعظم الكويكبات لديها ميل مداري يقل عن 20 درجة، لكن اللاتراكزية تكون أكبر عادةً مقارنةً بالكواكب. وتقع مدارات معظم الكويكبات بين مداري المريخ والمشتري (وهو ما يُعرف باسم «حزام الكويكبات»، لكن بعضًا منها يقترب كثيرًا من الشمس، ويمر داخل مدار كوكب الأرض، بل وحتى في عدد من الحالات) داخل مدار كوكب عطارد. هناك بضعة كويكبات يُعرف أنها تدور فيما وراء زحل. ومثل النيازك المشتقة منها، تتميز معظم الكويكبات بطبيعة صخرية كربونية، لكن بعضًا منها مُكوّن من حديد ونيكل. وبقدر ما يتوافر لدينا من معلومات، غالبًا ما يكون تركيب الكويكب أقل صخرية، وأكثر كربونية، وأكثر جليدية في نهاية المطاف كلما ابتعد عن الشمس.
ووراء مدار نبتون، وتحديدًا على مسافة من الشمس تتراوح بين نحو 30 و55 وحدة فلكية، يشيع وجود أجرام جليدية صغيرة الحجم، وهناك العديد منها التي تتجاوز من حيث الحجم أكبر الكويكبات. وهذه المنطقة عادةً ما يُطلق عليها «حزام كايبر»، الذي يحمل اسم العالم الأمريكي من أصل هولندي جيرارد كايبر، الذي تنبأ به في عام 1951 باعتباره منطقة تتجمع فيها الكتل الجليدية منذ نشوء المجموعة الشمسية. وقد أشار عالم أيرلندي - يُدعى كينيث إدجورث - إلى نفس هذا الاستنتاج في دورية مغمورة عام 1943؛ لذا يفضّل البعض أن يُطلق على هذا الحزام اسم «حزام إدجورث-كايبر». وأول جرم اكتشف في حزام كايبر وتميّز بتلك الخصائص عُثر عليه عام 1992، لكن عدة مئات من تلك الأجرام قد تم اكتشافه الآن، وأصبح واضحًا أن بلوتو يجب أن يصنف على أنه واحد منها. والأجرام المشابهة التي لها حضيض لا يتجاوز مدار نبتون كثيرًا، لكنها تبلغ نحو 100 وحدة فلكية في أوجها، يُطلق عليها أجرام «القرص المبعثر». وأجرام
القرص المبعثر إلى جانب حزام كايبر يشكلان عائلة يُطلق عليها «الأجرام الوراء نبتونية»، وجميعها تدور في مدارات في عكس اتجاه عقارب الساعة. ومن المرجح أن الكتلة الإجمالية للأجرام الوراء نبتونية تبلغ نحو 200 ضعف الكتلة الإجمالية لحزام الكويكبات (أي خُمس كتلة كوكب الأرض). وإجمالا، ربما يوجد نحو 100 ألف جرم يزيد حجمها على 100 كيلومتر. اكتُشف أحد أجرام القرص المبعثر عام 2005 وأُطلق عليه إريس، الذي يبدو أنه أكبر على نحو طفيف من بلوتو. ومما يزيد من درجة تأكدنا من كتلتيهما أن كليهما لديه أقمار تابعة بمدارات موثقة جيدًا، تشير إلى أن كتلة إريس أكبر من كتلة بلوتو بنسبة 28%.
المذنبات معروفة منذ القدم؛ لأن المذنَّب يمكن أن يظهر ظهورًا خاطفًا ومثيرا بفضل تطويره لذيل من الغاز والغبار يمكن أن يمتد عبر السماء، عندما يمر المذنب قريبًا من الشمس. ومع ذلك، فإن الجزء الصلب من المذنب هو مجرد كتلة من جليد غباري (كثيرا ما توصف بأنها «كرة الثلج القذرة)، والتي لا يتجاوز قطرها بضعة كيلومترات في معظم الأحيان. ويقضي المذنب معظم وقته بعيدًا عن الشمس، ولا يتشكل لديه ذيل إلا عندما يمر على مقربة كافية من الشمس تعمل على إحمائه. ونادرًا ما يحدث هذا؛ لأن المذنبات لها مدارات ذات لاتراكزية كبيرة، ويقع حضيضها عادةً داخل مدار كوكب الأرض، لكن أوجها يقع قريبًا من مدار المشتري أو وراءه. تأتي بعض المذنبات من مكان بعيد جدًّا لدرجة أن مداراتها تشبه القطع المكافئ قطع ناقص طويل على نحو غير متناه، ولا تمر قريبًا من الشمس سوى مرة واحدة خلال تاريخها. وهذا النوع يُطلق عليه «المذنبات غير الدورية (أي المذنبات ذات الفترات المدارية الطويلة)، وقد تم إزاحتها على ما يبدو من غطاء - لم تحدد معالمه جيدًا بعد - يحيط بالشمس على بعد 50 ألف وحدة فلكية يُعرف باسم «سحابة أورط». وعلى النقيض، نشأت «المذنبات الدورية» (أي المذنبات ذات الفترات المدارية القصيرة) على الأرجح باعتبارها أجرام القرص المبعثر التي تم تشتيتها في مدار لاتراكزي بمسافة حضيض صغيرة عن طريق الاقتراب بشدة من حرم آخر. والمذنبات التي لها فترات مدارية تبلغ مئات السنين يظل أوجها في القرص المبعثر، لكن الأوج يمكن أن يُزحزح ليقترب من الشمس نتيجة لاقتراب المذنب بشدة من كوكب عملاق. على سبيل المثال، مذنب هالي له أوج قريب من مدار نبتون، وفترة مدارية تبلغ 75 سنة، في حين أن مذنب إنكي له أوج قريب من مدار المشتري، وفترة مدارية تبلغ 3.3 سنوات فقط. وتفقد المذنبات من كتلتها عن طريق إطلاق ما بها من غازات في كل مرة تعمل حرارة الشمس على إحمائها؛ لذا بعد عبور المذنب عددًا يقل عن ألف حضيض، فإنه يُختزل - على الأرجح - إلى كتلة خاملة من الصخر الخالي من الجليد والغبار، ويصعب تمييزه حينئذ عن الكويكب.
وكما يمكنك أن تتوقع استنادًا إلى مصدرها، فإن المذنبات «الدورية» تدور في مدارات في عكس اتجاه عقارب الساعة، وغالبًا ما تكون قريبة من دائرة الكسوف. بيد أن مثل هذا التقييد لا ينطبق على المذنبات غير الدورية التي يمكن أن تميل مداراتها على نحو كبير، أو حتى تنعكس حركة دورانها.