แถบไคเปอร์ ( / ˈ k aə p ər /^ⓘ ) ^{[ 2 ]}เป็นจานรอบดาวฤกษ์ในระบบสุริยะชั้นขยายจากวงโคจรของดาวเนปจูนที่ระยะ 30หน่วยดาราศาสตร์(AU) ไปจนถึงระยะประมาณ 50 AU จากดวงอาทิตย์ ^{[ 3 ]}มีลักษณะคล้ายกับแถบดาวเคราะห์น้อยแต่มีขนาดใหญ่กว่ามาก คือ กว้างกว่า 20 เท่า และ มีมวลมากกว่า 20–200 เท่า ^{[ 4 ] [ 5 ]}เช่นเดียวกับแถบดาวเคราะห์น้อย มันประกอบด้วยวัตถุขนาดเล็กหรือเศษซากจากการก่อตัวของระบบสุริยะเป็นดาวเคราะห์น้อยหลายประกอบด้วยหินและโลหะวัตถุในแถบไคเปอร์ส่วนใหญ่ประกอบด้วยสารระเหย(เรียกว่า "น้ำแข็ง") เช่นมีเทนแอมโมเนียและน้ำ ^{แถบไคเปอร์เป็น ที่}ตั้งของวัตถุส่วนใหญ่ที่นักดาราศาสตร์โดยทั่วไปยอมรับว่าเป็นดาวเคราะห์แคระ^{ได้แก่}ออร์คัสพลูโต ^{[ 6} ]เฮาเมีย[ ^{7 ]}ควาอาร์และมาเคมาเค ^{[ 8 ]}ดวงจันทร์บางดวงของระบบสุริยะเช่นไทรทันและฟีบีของดาวเสาร์อาจมีต้นกำเนิดมาจากบริเวณนี้ ^{[ 9 ] [ 10 ]}

แถบไคเปอร์ได้รับการตั้งชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์Gerard Kuiperผู้ซึ่งคาดการณ์ถึงการมีอยู่ของแถบดังกล่าวในปี 1951 ^{[ 11 ]}มีนักวิจัยทั้งก่อนและหลังเขาที่เสนอสมมติฐานที่คล้ายกัน เช่นKenneth Edgeworthในช่วงทศวรรษ 1930 ^{[ 12 ]}การคาดการณ์โดยตรงที่สุดเกี่ยวกับแถบนี้มาจากนักดาราศาสตร์Julio Ángel Fernándezซึ่งตีพิมพ์บทความในปี 1980 โดยเสนอแนะถึงการมีอยู่ของแถบดาวหางที่อยู่เลยดาวเนปจูนไป^{[ 13 ] [ 14 ]}ซึ่งอาจเป็นแหล่งกำเนิดของดาวหางคาบสั้น^{[ 15 ] [ 16 ]}

ในปี พ.ศ. 2535 ดาวเคราะห์น้อย15760 Albionถูกค้นพบ ซึ่งเป็นวัตถุในแถบไคเปอร์ (KBO) ดวงแรกนับตั้งแต่พลูโต (ในปี พ.ศ. 2473) และชารอน (ในปี พ.ศ. 2521) ^{[ 17 ]}นับตั้งแต่การค้นพบ จำนวน KBO ที่รู้จักได้เพิ่มขึ้นเป็นหลายพันดวง และมากกว่าเชื่อกันว่ามี KBO ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า100,000กิโลเมตร(62 ไมล์) อยู่ ^{[ 18 ]}เดิมทีเชื่อกันว่าแถบไคเปอร์เป็นแหล่งกักเก็บหลักของดาวหางคาบซึ่งมีวงโคจรที่ยาวน้อยกว่า 200 ปี การศึกษาตั้งแต่กลางทศวรรษ 1990 แสดงให้เห็นว่าแถบนี้มีเสถียรภาพทางพลศาสตร์ และแหล่งกำเนิดที่แท้จริงของดาวหางคือจานกระจาย ซึ่ง เป็นเขตที่มีกิจกรรมทางพลศาสตร์ที่เกิดจากการเคลื่อนที่ออกไปด้านนอกของดาวเนปจูนเมื่อ 4.5 พันล้านปีก่อน^{[ 19 ]}วัตถุในจานกระจาย เช่นอีริสมี วงโคจร ที่เยื้องศูนย์ อย่างมาก ทำให้พวกมันอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ถึง 100 AU ^{[ a ]}     

แถบไคเปอร์แตกต่างจากเมฆออร์ต ที่สันนิษฐานไว้ ซึ่งเชื่อกันว่าอยู่ห่างออกไปเป็นพันเท่าและส่วนใหญ่เป็นทรงกลม วัตถุภายในแถบไคเปอร์ รวมกับสมาชิกของจานกระจายและ วัตถุ เมฆฮิลส์หรือเมฆออร์ตที่อาจเกิดขึ้นได้ เรียกรวมกันว่าวัตถุเหนือดาวเนปจูน (TNOs) ^{[ 22 ]}พลูโตเป็นสมาชิกที่ใหญ่ที่สุดและมีมวลมากที่สุดที่รู้จักในแถบไคเปอร์ และเป็น TNO ที่ใหญ่ที่สุดและมีมวลมากเป็นอันดับสองที่รู้จัก รองจากอีริสในจานกระจาย^{[ a ]} ​​เดิมทีพลูโตถูกพิจารณาว่าเป็นดาวเคราะห์ แต่สถานะของพลูโตที่เป็นส่วนหนึ่งของแถบไคเปอร์ทำให้มันถูกจัดประเภทใหม่เป็นดาวเคราะห์แคระในปี 2549 มันมีองค์ประกอบคล้ายกับวัตถุอื่น ๆ ในแถบไคเปอร์หลายดวง และคาบการโคจรของมันมีลักษณะเฉพาะของ KBOs ประเภทหนึ่งที่เรียกว่า " พลูติโน " ซึ่งมีเรโซแนนซ์ 2:3 เดียวกัน กับดาวเนปจูน

แถบไคเปอร์และดาวเนปจูนอาจถือเป็นตัวบ่งชี้ขอบเขตของระบบสุริยะ ทางเลือกอื่นคือขอบเขตดวงอาทิตย์และระยะทางที่อิทธิพลแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์เท่ากับอิทธิพลของดาวฤกษ์ดวงอื่น (ซึ่งคาดการณ์ว่าอยู่ระหว่าง...)50,000และ​125,000 AU  ) ^{[ 23 ]}​

หลังจากการค้นพบพลูโตในปี 1930 หลายคนคาดเดาว่ามันอาจไม่ใช่ดาวฤกษ์ดวงเดียว บริเวณที่ปัจจุบันเรียกว่าแถบไคเปอร์ได้รับการตั้งสมมติฐานในรูปแบบต่างๆ มานานหลายทศวรรษ จนกระทั่งในปี 1992 จึงมีการค้นพบหลักฐานโดยตรงครั้งแรกเกี่ยวกับการมีอยู่ของมัน จำนวนและความหลากหลายของการคาดเดาก่อนหน้านี้เกี่ยวกับธรรมชาติของแถบไคเปอร์ทำให้เกิดความไม่แน่นอนอย่างต่อเนื่องว่าใครสมควรได้รับเครดิตสำหรับการเสนอแนวคิดนี้เป็นคนแรก^{[ 24 ] : 106}

สมมติฐาน

นักดาราศาสตร์คนแรกที่เสนอการมีอยู่ของประชากรนอกเนปจูนคือFrederick C. Leonard ไม่นานหลังจากที่ Clyde Tombaughค้นพบพลูโต ในปี 1930 Leonard ได้ไตร่ตรองว่า "เป็นไปได้หรือไม่ว่าในพลูโตมีวัตถุนอกเนปจูน ชุดแรกปรากฏขึ้นซึ่งสมาชิกที่เหลือยังคงรอการค้นพบ แต่ในที่สุดก็จะต้องถูกตรวจพบ" ^{[ 25 ]}ในปีเดียวกันนั้น นักดาราศาสตร์Armin O. Leuschner เสนอว่าพลูโต "อาจเป็นหนึ่งในวัตถุดาวเคราะห์ที่มี คาบการโคจรยาวนานหลายดวงที่ยังไม่ถูกค้นพบ" ^{[ 26 ]}

ในปี พ.ศ. 2486 ในวารสารของสมาคมดาราศาสตร์อังกฤษเคนเนธ เอดจ์เวิร์ธได้ตั้งสมมติฐานว่า ในบริเวณนอกดาวเนปจูนวัสดุภายในเนบิวลาสุริยะดั้งเดิม นั้นอยู่ห่างกันมากเกินไปที่จะควบแน่นเป็นดาวเคราะห์ ดังนั้นจึงควบแน่นเป็นวัตถุขนาดเล็กจำนวนมาก จากนี้เขาจึงสรุปว่า "บริเวณด้านนอกของระบบสุริยะ นอกวงโคจรของดาวเคราะห์นั้น เต็มไปด้วยวัตถุขนาดเล็กจำนวนมาก" ^{[ 27 ] : xii}และในบางครั้ง วัตถุหนึ่งในจำนวนนั้น "จะหลงทางจากวงโคจรของตัวเองและปรากฏตัวเป็นผู้มาเยือนเป็นครั้งคราวในระบบสุริยะชั้นใน" ^{[ 27 ] : 2}กลายเป็นดาวหาง

ในปี พ.ศ. 2494 ในบทความในAstrophysics: A Topical Symposiumเจอราร์ด คุยเปอร์ได้ตั้งข้อสันนิษฐานเกี่ยวกับจานที่คล้ายกันซึ่งก่อตัวขึ้นในช่วงต้นของการวิวัฒนาการของระบบสุริยะ และสรุปว่าจานนั้นประกอบด้วย "เศษซากของกลุ่มกระจุกดาวดั้งเดิมที่สูญเสียสมาชิกไปจำนวนมากซึ่งกลายเป็นดาวเคราะห์น้อยที่หลงทาง เช่นเดียวกับที่เกิดขึ้นกับกระจุกดาวเปิดในกาแล็กซีที่สลายตัวกลายเป็นดาวฤกษ์" ^{[ 11 ]}ในบทความอีกฉบับหนึ่งซึ่งอ้างอิงจากการบรรยายที่คุยเปอร์ให้ไว้ในปี พ.ศ. 2493 ซึ่งมีชื่อว่าOn the Origin of the Solar Systemคุยเปอร์ได้เขียนเกี่ยวกับ "บริเวณด้านนอกสุดของเนบิวลาสุริยะ ตั้งแต่ 38 ถึง 50 หน่วยดาราศาสตร์ (เช่น อยู่ด้านนอกของดาวเนปจูนดั้งเดิม)" ซึ่ง "ผลิตภัณฑ์การควบแน่น (น้ำแข็งของ H O, NH , CH เป็นต้น) จะต้องก่อตัวขึ้น และเกล็ดเหล่านั้นจะต้องค่อยๆ สะสมและก่อตัวเป็นกลุ่มก้อนขนาดใหญ่ขึ้น ซึ่งคาดว่าจะมีขนาดตั้งแต่ 1  กิโลเมตรขึ้นไป" เขาเขียนต่อไปว่า "การควบแน่นเหล่านี้ดูเหมือนจะอธิบายถึงดาวหาง ทั้งในด้านขนาด จำนวน และองค์ประกอบ" ตามที่ไคเปอร์กล่าว "ดาวพลูโตซึ่งเคลื่อนที่ผ่านโซนทั้งหมดตั้งแต่ 30 ถึง 50 หน่วยดาราศาสตร์ ถือเป็นต้นเหตุของการกระจายตัวของดาวหางไปทั่วระบบสุริยะ" ^{[ 28 ]}ไคเปอร์ตั้งสมมติฐานซึ่งเป็นเรื่องปกติในสมัยนั้นว่า ดาวพลูโตมีมวลมากกว่าที่เราทราบในปัจจุบันมาก และด้วยเหตุนี้จึงได้กระจายวัตถุเหล่านี้ออกไปทางเมฆออร์ตหรือออกไปนอกระบบสุริยะ หากสมมติฐานนี้ถูกต้อง ก็คงไม่มีแถบไคเปอร์ในปัจจุบัน^{[ 29 ]}

สมมติฐานนี้ปรากฏในรูปแบบอื่นๆ อีกมากมายในช่วงหลายทศวรรษต่อมา ในปี 1962 นักฟิสิกส์Alastair GW Cameronได้ตั้งสมมติฐานเกี่ยวกับการมีอยู่ของ "มวลมหาศาลของวัสดุขนาดเล็กที่อยู่บริเวณรอบนอกของระบบสุริยะ" ^{[ 27 ] : 14}ในปี 1964 Fred Whippleผู้ซึ่งทำให้สมมติฐาน " ก้อนหิมะสกปรก " ที่มีชื่อเสียงเกี่ยวกับโครงสร้างของดาวหางเป็นที่นิยม คิดว่า "แถบดาวหาง" อาจมีมวลมากพอที่จะทำให้เกิดความคลาดเคลื่อนในวงโคจรของดาวยูเรนัสที่ทำให้เกิดการค้นหาดาวเคราะห์ Xหรืออย่างน้อยที่สุดก็มีมวลมากพอที่จะส่งผลกระทบต่อวงโคจรของดาวหางที่รู้จัก^{[ 30 ]}การสังเกตการณ์ได้หักล้างสมมติฐานนี้^{[ 27 ] : 14}

ในปี พ.ศ. 2520 ชาร์ลส์ โควาลค้นพบ2060 ไครอนวัตถุที่เป็นน้ำแข็งที่มีวงโคจรอยู่ระหว่างดาวเสาร์และดาวยูเรนัส เขาใช้เครื่องเปรียบเทียบแบบกระพริบซึ่งเป็นอุปกรณ์เดียวกันกับที่ไคลด์ ทอมบอห์ ค้นพบดาวพลูโตเมื่อเกือบ 50 ปีก่อน^{[ 31 ]}ในปี พ.ศ. 2535 วัตถุอีกชิ้นหนึ่งคือ5145 โฟลัสถูกค้นพบในวงโคจรที่คล้ายกัน^{[ 32 ]}ปัจจุบัน เป็นที่ทราบกันว่ามีกลุ่มวัตถุคล้ายดาวหางที่เรียกว่าเซนทอร์อยู่ในบริเวณระหว่างดาวพฤหัสบดีและดาวเนปจูน วงโคจรของเซนทอร์ไม่เสถียรและมีอายุขัยทางพลศาสตร์เพียงไม่กี่ล้านปี^{[ 33 ]}นับตั้งแต่การค้นพบไครอนในปี พ.ศ. 2520 นักดาราศาสตร์ได้คาดการณ์ว่าเซนทอร์จึงต้องได้รับการเติมเต็มจากแหล่งกักเก็บภายนอกอยู่บ่อยครั้ง^{[ 27 ] : 38}

หลักฐานเพิ่มเติมเกี่ยวกับการมีอยู่ของแถบไคเปอร์ปรากฏขึ้นในภายหลังจากการศึกษาดาวหาง เป็นที่ทราบกันมานานแล้วว่าดาวหางมีอายุขัยจำกัด เมื่อพวกมันเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ ความร้อนของดวงอาทิตย์จะทำให้ พื้นผิว ที่ระเหยได้ ของพวกมัน ระเหยกลายเป็นไอในอวกาศ ค่อยๆ กระจายพวกมันออกไป เพื่อให้ดาวหางยังคงมองเห็นได้ตลอดอายุของระบบสุริยะ พวกมันจะต้องได้รับการเติมเต็มอย่างสม่ำเสมอ^{[ 34 ]}ข้อเสนอสำหรับพื้นที่เติมเต็มดังกล่าวคือเมฆออร์ตซึ่งอาจเป็นกลุ่มดาวหางทรงกลมที่ขยายออกไปไกลกว่า 50,000  AU จากดวงอาทิตย์ ซึ่งนักดาราศาสตร์ชาวดัตช์Jan Oort ตั้งสมมติฐานไว้เป็นครั้งแรก ในปี 1950 ^{[ 35 ]}เชื่อกันว่าเมฆออร์ตเป็นจุดกำเนิดของดาวหางคาบยาวซึ่งก็คือดาวหางเช่นHale–Boppที่มีวงโคจรยาวนานหลายพันปี^{[ 24 ] : 105}

มีกลุ่มดาวหางอีกกลุ่มหนึ่งที่เรียกว่า ดาวหาง คาบสั้นหรือดาวหางคาบซึ่งประกอบด้วยดาวหางที่มีคาบการโคจรน้อยกว่า 200 ปี เช่นเดียวกับ ดาวหางฮัลเลย์ในช่วงทศวรรษ 1970 อัตราการค้นพบดาวหางคาบสั้นเริ่มไม่สอดคล้องกับการที่ดาวหางเหล่านี้เกิดขึ้นจากเมฆออร์ตเพียงอย่างเดียว^{[ 27 ] : 39}สำหรับวัตถุในเมฆออร์ตที่จะกลายเป็นดาวหางคาบสั้นได้นั้น จะต้องถูกดึงดูดโดยดาวเคราะห์ยักษ์เสียก่อน ในบทความที่ตีพิมพ์ในMonthly Notices of the Royal Astronomical Societyในปี 1980 นักดาราศาสตร์ชาวอุรุกวัยJulio Fernándezระบุว่าสำหรับดาวหางคาบสั้นทุกดวงที่จะถูกส่งเข้าไปในระบบสุริยะชั้นในจากเมฆออร์ต จะต้องมีดาวหาง 600 ดวงถูกขับออกไปในอวกาศระหว่างดาวเขาคาดการณ์ว่าแถบดาวหางที่อยู่ระหว่าง 35 ถึง 50 AU จะเป็นสิ่งจำเป็นในการอธิบายจำนวนดาวหางที่สังเกตได้^{[ 37 ]}สืบเนื่องจากงานของ Fernández ในปี 1988 ทีมงานชาวแคนาดาของ Martin Duncan, Tom Quinn และScott Tremaineได้ทำการจำลองด้วยคอมพิวเตอร์หลายครั้งเพื่อตรวจสอบว่าดาวหางที่สังเกตได้ทั้งหมดมาจากเมฆออร์ตหรือไม่ พวกเขาพบว่าเมฆออร์ตไม่สามารถอธิบายดาวหางคาบสั้นทั้งหมดได้ โดยเฉพาะอย่างยิ่งเนื่องจากดาวหางคาบสั้นกระจุกตัวอยู่ใกล้ระนาบของระบบสุริยะ ในขณะที่ดาวหางจากเมฆออร์ตมักจะมาจากจุดใดก็ได้บนท้องฟ้า เมื่อเพิ่ม "แถบ" ตามที่ Fernández อธิบายไว้ลงในสูตร การจำลองก็ตรงกับการสังเกต^{[ 38 ]}มีรายงานว่าเนื่องจากคำว่า "Kuiper" และ "แถบดาวหาง" ปรากฏในย่อหน้าแรกของบทความของ Fernández Tremaine จึงตั้งชื่อภูมิภาคสมมุติฐานนี้ว่า "แถบ Kuiper" ^{[ 27 ] : 191}  

การค้นพบ

ในปี พ.ศ. 2530 นักดาราศาสตร์David C. Jewittซึ่งขณะนั้นอยู่ที่MITรู้สึกงุนงงมากขึ้นเรื่อยๆ กับ "ความว่างเปล่าที่ปรากฏของระบบสุริยะชั้นนอก" ^{[ 17 ]}เขาจึงสนับสนุนให้Jane Luu นักศึกษาปริญญาโทในขณะนั้น ช่วยเขาในการค้นหาวัตถุอื่นที่อยู่นอก วงโคจรของ พลูโตเพราะอย่างที่เขาบอกเธอว่า "ถ้าเราไม่ทำ ก็จะไม่มีใครทำ" ^{[ 27 ] : 50}โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ที่หอดูดาวแห่งชาติ Kitt Peakในรัฐแอริโซนา และหอดูดาว Cerro Tololo Inter-Americanในประเทศชิลี Jewitt และ Luu ดำเนินการค้นหาในลักษณะเดียวกับที่ Clyde Tombaugh และ Charles Kowal เคยทำ โดยใช้เครื่องเปรียบเทียบแบบกระพริบ^{[ 27 ] : 50}ในตอนแรก การตรวจสอบแผ่นแต่ละคู่ใช้เวลาประมาณแปดชั่วโมง^{[ 27 ] : 51}แต่กระบวนการนี้เร็วขึ้นด้วยการมาถึงของอุปกรณ์รับภาพแบบ ประจุไฟฟ้า หรือ CCD ซึ่งถึงแม้จะมีขอบเขตการมองเห็นที่แคบกว่า แต่ก็ไม่เพียงแต่มีประสิทธิภาพในการรวบรวมแสงมากขึ้น (พวกมันเก็บแสงที่ตกกระทบได้ถึง 90% แทนที่จะเป็น 10% ที่ได้จากภาพถ่าย) แต่ยังช่วยให้สามารถทำการกระพริบตาได้เสมือนจริงบนหน้าจอคอมพิวเตอร์ ปัจจุบัน CCD เป็นพื้นฐานสำหรับเครื่องตรวจจับทางดาราศาสตร์ส่วนใหญ่^{[ 27 ] : 52, 54, 56}ในปี 1988 Jewitt ย้ายไปที่สถาบันดาราศาสตร์แห่งมหาวิทยาลัยฮาวายต่อมา Luu ได้เข้าร่วมกับเขาเพื่อทำงานที่กล้องโทรทรรศน์ขนาด 2.24 เมตรของมหาวิทยาลัยฮาวาย ที่Mauna Kea ^{[ 27 ] : 57, 62}ในที่สุด ขอบเขตการมองเห็นของ CCD ก็เพิ่มขึ้นเป็น 1024 x 1024 พิกเซล ซึ่งทำให้สามารถดำเนินการค้นหาได้เร็วขึ้นมาก^{[ 27 ] : 65}ในที่สุด หลังจากค้นหามาห้าปี Jewitt และ Luu ก็ประกาศเมื่อวันที่ 30 สิงหาคม 1992 ว่า "การค้นพบวัตถุแถบไคเปอร์ที่คาดว่าจะเป็น1992 QB " ^{[ 17 ]}วัตถุนี้ต่อมาได้รับการตั้งชื่อว่า 15760 Albion หกเดือนต่อมา พวกเขาค้นพบวัตถุชิ้นที่สองในบริเวณนั้น(181708) 1993 FW [ ^{39 ] ภายใน}ปี 2018  มีการค้นพบวัตถุแถบไคเปอร์ มากกว่า 2000 ชิ้น ^{[ 40 ]}

มีการค้นพบวัตถุมากกว่าหนึ่งพันชิ้นในแถบในช่วงยี่สิบปี (1992–2012) หลังจากการค้นพบ1992 QB (ตั้งชื่อในปี 2018 ว่า 15760 Albion) ซึ่งแสดงให้เห็นแถบวัตถุขนาดใหญ่นอกเหนือจากพลูโตและอัลเบียน^{[ 41 ]}แม้กระทั่งในช่วงทศวรรษ 2010 ขอบเขตและลักษณะที่แท้จริงของวัตถุในแถบไคเปอร์ก็ยังไม่เป็นที่รู้จักมากนัก^{[ 41 ]}ในที่สุด ยานอวกาศไร้คนขับNew Horizonsได้ทำการบินผ่าน KBO ครั้งแรก ทำให้สามารถสังเกตระบบพลูโตได้ใกล้ชิดยิ่งขึ้น (2015) และต่อมาคือArrokoth (2019) ^{[ 42 ]}

การศึกษาที่ดำเนินการมาตั้งแต่มีการทำแผนที่บริเวณนอกเนปจูนเป็นครั้งแรกแสดงให้เห็นว่าบริเวณที่ปัจจุบันเรียกว่าแถบไคเปอร์นั้นไม่ใช่จุดกำเนิดของดาวหางคาบสั้น แต่ดาวหางเหล่านั้นมาจากกลุ่มวัตถุที่เชื่อมโยงกันที่เรียกว่าจานกระจายจานกระจายถูกสร้างขึ้นเมื่อเนปจูนเคลื่อนตัวออกไปด้านนอกสู่แถบไคเปอร์ดั้งเดิม ซึ่งในขณะนั้นอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่า และทิ้งร่องรอยของกลุ่มวัตถุที่มีเสถียรภาพทางพลศาสตร์ซึ่งไม่ได้รับผลกระทบจากวงโคจรของเนปจูน (แถบไคเปอร์ที่แท้จริง) และกลุ่มวัตถุที่มีจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดอยู่ใกล้พอที่เนปจูนจะยังคงรบกวนพวกมันได้ในขณะที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ (จานกระจาย) เนื่องจากจานกระจายมีกิจกรรมทางพลศาสตร์และแถบไคเปอร์มีเสถียรภาพทางพลศาสตร์ค่อนข้างคงที่ จานกระจายจึงถูกมองว่าเป็นจุดกำเนิดที่เป็นไปได้มากที่สุดสำหรับดาวหางคาบ^{[ 19 ]}

เมื่อขยายเต็มที่ รวมทั้งบริเวณรอบนอก (แต่ไม่รวมจานกระจาย) แถบไคเปอร์จะทอดยาวจากประมาณ 30–55  AU โดยทั่วไปแล้วส่วนหลักของแถบจะทอดยาวจากเรโซแนนซ์การเคลื่อนที่เฉลี่ย 2:3 ( ดูด้านล่าง ) ที่ 39.5  AU ไปจนถึงเรโซแนนซ์ 1:2 ที่ประมาณ 48  AU ^{[ 45 ]}แถบไคเปอร์ค่อนข้างหนา โดยมีการกระจุกตัวหลักที่ขยายออกไปนอกระนาบสุริยวิถี มากถึงสิบองศา และมีการกระจายตัวของวัตถุที่กระจายออกไปไกลกว่านั้นหลายเท่า โดยรวมแล้วมันมีลักษณะคล้ายวงแหวนหรือโดนัท มากกว่าแถบ ^{[ 46 ]}ตำแหน่งเฉลี่ยของมันเอียงทำมุมกับระนาบสุริยวิถี 1.86 องศา^{[ 47 ]}

การปรากฏตัวของเนปจูนส่งผลกระทบอย่างมากต่อโครงสร้างของแถบไคเปอร์เนื่องจากเรโซแนนซ์วงโคจรในช่วงเวลาที่เทียบได้กับอายุของระบบสุริยะ แรงโน้มถ่วงของเนปจูนทำให้วงโคจรของวัตถุใดๆ ที่อยู่ในบริเวณบางแห่งไม่เสถียร และส่งวัตถุเหล่านั้นเข้าไปในระบบสุริยะชั้นในหรือออกไปยังจานกระจายหรืออวกาศระหว่างดาวฤกษ์ สิ่งนี้ทำให้แถบไคเปอร์มีช่องว่างที่เด่นชัดในโครงสร้างปัจจุบัน คล้ายกับช่องว่างเคิร์กวูดในแถบดาวเคราะห์ น้อย ตัวอย่างเช่น ในบริเวณระหว่าง 40 ถึง 42  AU ไม่มีวัตถุใดสามารถรักษาวงโคจรที่เสถียรได้ในช่วงเวลาดังกล่าว และวัตถุใดๆ ที่สังเกตพบในบริเวณนั้นจะต้องอพยพมาที่นั่นเมื่อไม่นานมานี้^{[ 48 ]}

การสั่นพ้อง

เมื่อคาบการโคจรของวัตถุเป็นอัตราส่วนที่แน่นอนของเนปจูน (สถานการณ์ที่เรียกว่าการสั่นพ้องการเคลื่อนที่เฉลี่ย ) วัตถุนั้นจะสามารถถูกล็อกให้เคลื่อนที่แบบซิงโครไนซ์กับเนปจูนและหลีกเลี่ยงการถูกรบกวนได้หากการจัดเรียงสัมพัทธ์ของพวกมันเหมาะสม ตัวอย่างเช่น หากวัตถุโคจรรอบดวงอาทิตย์สองรอบต่อการโคจรของเนปจูนสามรอบ และหากมันถึงจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดโดยที่เนปจูนอยู่ห่างจากมันไปหนึ่งในสี่ของวงโคจร เมื่อใดก็ตามที่มันกลับมาถึงจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด เนปจูนจะอยู่ในตำแหน่งสัมพัทธ์ที่ใกล้เคียงกับจุดเริ่มต้นเสมอ เพราะมันจะโคจรครบ1 + 1/2 รอบในเวลาเดียวกัน นี่เรียกว่าการสั่นพ้อง 2:3 (หรือ 3:2) และสอดคล้องกับแกนกึ่งเอก ลักษณะเฉพาะ ประมาณ 39.4  AU การสั่นพ้อง 2:3 นี้มี วัตถุที่รู้จัก ประมาณ 200 ชิ้น ^{[ 62 ]}รวมถึงพลูโตและดวงจันทร์ของมันด้วย เพื่อเป็นการยอมรับสิ่งนี้ สมาชิกในกลุ่มนี้จึงถูกเรียกว่าพลูติโนส พลูติ โนสหลายดวง รวมถึงพลูโต มีวงโคจรที่ตัดกับวงโคจรของเนปจูน แม้ว่าการสั่นพ้องของพวกมันจะหมายความว่าพวกมันไม่สามารถชนกันได้ พลูติโนสมีความเยื้องศูนย์ของวงโคจรสูง ซึ่งบ่งชี้ว่าพวกมันไม่ได้อยู่ในตำแหน่งปัจจุบันโดยกำเนิด แต่ถูกเหวี่ยงเข้าสู่วงโคจรอย่างไม่เป็นระเบียบโดยเนปจูนที่เคลื่อนที่^{[ 63 ]}แนวทางของ IAU กำหนดว่าพลูติโนสทั้งหมดจะต้องได้รับการตั้งชื่อตามเทพเจ้าแห่งโลกใต้ดิน เช่นเดียวกับพลูโต^{[ 53 ]}การสั่นพ้อง 1:2 (ซึ่งวัตถุจะโคจรครบครึ่งรอบสำหรับเนปจูนแต่ละดวง) สอดคล้องกับแกนกึ่งเอกประมาณ 47.7  AU และมีประชากรเบาบาง^{[ 64 ]}บางครั้งผู้อยู่อาศัยในบริเวณนี้ถูกเรียกว่าทูติโนสการสั่นพ้องอื่นๆ ก็มีอยู่เช่นกันที่ 3:4, 3:5, 4:7 และ 2:5 ^{[ 27 ] : 104} ดาวเนปจูนมี วัตถุโทรจันจำนวนหนึ่งซึ่งครอบครองจุดลากรางจ์ซึ่งเป็นบริเวณที่มีเสถียรภาพทางแรงโน้มถ่วงที่นำหน้าและตามหลังดาวเนปจูนในวงโคจร วัตถุโทรจันของดาวเนปจูนอยู่ในภาวะสั่นพ้องการเคลื่อนที่เฉลี่ย 1:1 กับดาวเนปจูน และมักจะมีวงโคจรที่เสถียรมาก

นอกจากนี้ ยังพบว่ามีวัตถุที่มีแกนกึ่งเอกภาพต่ำกว่า 39  AU น้อยมาก ซึ่งไม่สามารถอธิบายได้ด้วยเรโซแนนซ์ในปัจจุบัน สมมติฐานที่ยอมรับกันในปัจจุบันเกี่ยวกับสาเหตุของเรื่องนี้คือ เมื่อเนปจูนเคลื่อนตัวออกไปด้านนอก เรโซแนนซ์วงโคจรที่ไม่เสถียรจะเคลื่อนผ่านบริเวณนี้ไปเรื่อยๆ และด้วยเหตุนี้ วัตถุใดๆ ที่อยู่ในนั้นจึงถูกกวาดไป หรือถูกขับออกจากบริเวณนั้นด้วยแรงโน้มถ่วง^{[ 27 ] : 107}

หน้าผาคูเปอร์

การสั่น พ้อง1:2ที่ 47.8  AU ดูเหมือนจะเป็นขอบที่อยู่เลยวัตถุที่รู้จักไปเพียงเล็กน้อย ยังไม่ชัดเจนว่าเป็นขอบนอกสุดของแถบคลาสสิกหรือเป็นเพียงจุดเริ่มต้นของช่องว่างกว้าง ๆ วัตถุได้รับการตรวจพบที่ การสั่นพ้อง 2:5 ที่ประมาณ 55  AU ซึ่งอยู่นอกแถบคลาสสิกมาก การคาดการณ์เกี่ยวกับวัตถุจำนวนมากในวงโคจรคลาสสิกระหว่างการสั่นพ้องเหล่านี้ยังไม่ได้รับการยืนยันผ่านการสังเกต^{[ 63 ]}

จากการประมาณการมวลเริ่มต้นที่จำเป็นในการก่อตัวของยูเรนัสและเนปจูน รวมถึงวัตถุขนาดใหญ่เช่นพลูโต(ดู§  การกระจายมวลและขนาด )แบบจำลองก่อนหน้านี้ของแถบไคเปอร์ได้แนะนำว่าจำนวนวัตถุขนาดใหญ่จะเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่าเมื่อเกิน 50  AU ^{[ 65 ]}ดังนั้นการลดลงอย่างรวดเร็วและรุนแรงนี้ ซึ่งรู้จักกันในชื่อหน้าผาไคเปอร์จึงเป็นสิ่งที่ไม่คาดคิด และจนถึงปัจจุบันสาเหตุยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด เบิร์นสไตน์ ทริลลิง และคณะ (2003) พบหลักฐานว่าการลดลงอย่างรวดเร็วของวัตถุที่มี รัศมี 100 กม. หรือมากกว่านั้นเมื่อเกิน 50  AU นั้นเป็นเรื่องจริง และไม่ได้เกิดจากอคติในการสังเกตคำอธิบายที่เป็นไปได้ ได้แก่ วัสดุที่ระยะทางนั้นมีน้อยเกินไปหรือกระจัดกระจายเกินไปที่จะรวมตัวกันเป็นวัตถุขนาดใหญ่ หรือกระบวนการในภายหลังได้กำจัดหรือทำลายวัตถุที่รวมตัวกันแล้ว^{[ 66 ]} Patryk Lykawka จากมหาวิทยาลัยโกเบอ้างว่าแรงดึงดูดของวัตถุดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ที่มองไม่เห็นซึ่งอาจมีขนาดเท่าโลกหรือดาวอังคารอาจเป็นสาเหตุ^{[ 67 ] [ 68 ]}การวิเคราะห์ข้อมูล TNO ที่มีอยู่ก่อนเดือนกันยายน 2023 แสดงให้เห็นว่าการกระจายตัวของวัตถุที่ขอบนอกของแถบไคเปอร์แบบคลาสสิกนั้นคล้ายกับแถบดาวเคราะห์น้อยหลักด้านนอกที่มีช่องว่างอยู่ที่ประมาณ 72  AU ซึ่งห่างไกลจากเรโซแนนซ์การเคลื่อนที่เฉลี่ยใดๆ กับเนปจูน แถบดาวเคราะห์น้อยหลักด้านนอกแสดงช่องว่างที่เกิดจากเรโซแนนซ์การเคลื่อนที่เฉลี่ย 5:6 กับดาวพฤหัสบดีที่ 5.875  AU ^{[ 69 ]}

ต้นกำเนิดที่แท้จริงของแถบไคเปอร์และโครงสร้างที่ซับซ้อนยังคงไม่ชัดเจน และนักดาราศาสตร์กำลังรอการสร้างกล้องโทรทรรศน์สำรวจสนามกว้างหลายตัว เช่นPan-STARRS และ LSSTในอนาคตซึ่งน่าจะเปิดเผย KBO ที่ยังไม่เป็นที่รู้จักอีกมากมาย^{[ 4 ​​]}การสำรวจเหล่านี้จะให้ข้อมูลที่จะช่วยกำหนดคำตอบสำหรับคำถามเหล่านี้ Pan-STARRS 1 เสร็จสิ้นภารกิจทางวิทยาศาสตร์หลักในปี 2014 และข้อมูลทั้งหมดจากการสำรวจ Pan-STARRS 1 ได้รับการเผยแพร่ในปี 2019 ซึ่งช่วยเปิดเผย KBO เพิ่มเติมอีกมากมาย^{[ 70 ] [ 71 ] [ 72 ]}

เชื่อกันว่าแถบไคเปอร์ประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อย ซึ่งเป็นเศษชิ้นส่วนจากจานโปรโตแพลเนตา รีดั้งเดิม รอบดวงอาทิตย์ที่ไม่สามารถรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์ได้อย่างสมบูรณ์ แต่กลับก่อตัวเป็นวัตถุขนาดเล็กกว่า โดยวัตถุที่ใหญ่ที่สุดมีเส้นผ่านศูนย์กลางน้อยกว่า3,000 กิโลเมตร (1,900 ไมล์)การศึกษาจำนวนหลุมอุกกาบาตบนพลูโตและชารอนเผยให้เห็นว่ามีหลุมอุกกาบาตขนาดเล็กน้อยมาก ซึ่งบ่งชี้ว่าวัตถุดังกล่าวเกิดขึ้นโดยตรงเป็นวัตถุขนาดใหญ่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางอยู่ในช่วงหลายสิบกิโลเมตร แทนที่จะเกิดจากการรวมตัวจากวัตถุขนาดเล็กกว่ามาก ซึ่งมีขนาดประมาณกิโลเมตร^{[ 73 ]}กลไกสมมติฐานสำหรับการก่อตัวของวัตถุขนาดใหญ่เหล่านี้ ได้แก่ การยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของกลุ่มก้อนกรวดที่กระจุกตัวอยู่ระหว่างกระแสน้ำวนในจานโปรโตแพลเนตารีที่ปั่นป่วน^{[ 60 ] [ 74 ]}หรือในความไม่เสถียรของการไหล [ ^{75 ] กลุ่ม}ก้อนที่ยุบตัวเหล่านี้อาจแตกออกเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อย ก่อตัวเป็นระบบดาวคู่^{[ 76 ]} 

การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์สมัยใหม่แสดงให้เห็นว่าแถบไคเปอร์ได้รับอิทธิพลอย่างมากจากดาวพฤหัสบดีและดาวเนปจูนและยังชี้ให้เห็นว่าทั้งดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนไม่สามารถก่อตัวขึ้นในตำแหน่งปัจจุบันได้ เนื่องจากมีสสารดั้งเดิมอยู่เพียงเล็กน้อยในบริเวณนั้นที่จะสร้างวัตถุที่มีมวลมากเช่นนั้นได้ ดังนั้นจึงคาดการณ์ว่าดาวเคราะห์เหล่านี้ก่อตัวขึ้นใกล้กับดาวพฤหัสบดีมากกว่า การกระจัดกระจายของดาวเคราะห์น้อยในช่วงต้นประวัติศาสตร์ของระบบสุริยะจะนำไปสู่การเคลื่อนที่ของวงโคจรของดาวเคราะห์ยักษ์: ดาวเสาร์ดาวยูเรนัส และดาวเนปจูนเคลื่อนตัวออกไปด้านนอก ในขณะที่ดาวพฤหัสบดีเคลื่อนตัวเข้ามาด้านใน ในที่สุด วงโคจรก็เปลี่ยนไปจนถึงจุดที่ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์อยู่ในภาวะเรโซแนนซ์ 1:2 อย่างแม่นยำ กล่าวคือ ดาวพฤหัสบดีโคจรรอบดวงอาทิตย์สองรอบต่อการโคจรรอบดาวเสาร์หนึ่งรอบ ผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของเรโซแนนซ์ดังกล่าวทำให้วงโคจรของยูเรนัสและเนปจูนไม่เสถียรในที่สุด ส่งผลให้พวกมันกระจัดกระจายออกไปในวงโคจรที่มีความเยื้องศูนย์สูงซึ่งตัดผ่านจานดาวเคราะห์น้อยดั้งเดิม^{[ 61 ] [ 77 ] [ 78 ]}

ในขณะที่วงโคจรของเนปจูนมีความเยื้องศูนย์สูง การสั่นพ้องของการเคลื่อนที่เฉลี่ยของวงโคจรก็ทับซ้อนกัน และวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยก็วิวัฒนาการอย่างอลหม่าน ทำให้ดาวเคราะห์น้อยสามารถเคลื่อนที่ออกไปไกลถึงการสั่นพ้อง 1:2 ของเนปจูนเพื่อสร้างแถบเย็นไดนามิกของวัตถุที่มีความเอียงต่ำ ต่อมา หลังจากที่ความเยื้องศูนย์ลดลง วงโคจรของเนปจูนก็ขยายออกไปสู่ตำแหน่งปัจจุบัน ดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากถูกจับเข้าไปและยังคงอยู่ในการสั่นพ้องระหว่างการเคลื่อนย้ายนี้ ดาวเคราะห์น้อยอื่นๆ วิวัฒนาการไปสู่วงโคจรที่มีความเอียงสูงขึ้นและความเยื้องศูนย์ต่ำลง และหลุดออกจากการสั่นพ้องไปสู่วงโคจรที่เสถียร^{[ 79 ]}ดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากกระจัดกระจายเข้ามาด้านใน โดยมีส่วนน้อยที่ถูกจับเป็นโทรจันของดาวพฤหัสบดี เป็นดาวเทียมที่ไม่ปกติที่โคจรรอบดาวเคราะห์ยักษ์ และเป็นดาวเคราะห์น้อยในแถบด้านนอก ส่วนที่เหลือถูกกระจายออกไปอีกครั้งโดยดาวพฤหัสบดี และในกรณีส่วนใหญ่ถูกขับออกจากระบบสุริยะ ทำให้ประชากรแถบไคเปอร์ดั้งเดิมลดลง 99% หรือมากกว่านั้น^{[ 61 ]}

แบบจำลอง " Nice model " ซึ่งเป็นแบบจำลองที่ได้รับความนิยมมากที่สุดในปัจจุบัน สามารถจำลองลักษณะหลายอย่างของแถบไคเปอร์ได้ เช่น กลุ่ม "เย็น" และ "ร้อน" วัตถุเรโซแนนซ์ และจานกระจาย แต่ก็ยังไม่สามารถอธิบายลักษณะบางอย่างของการกระจายตัวได้ แบบจำลองนี้ทำนายค่าความเยื้องศูนย์กลางเฉลี่ยในวงโคจรของ KBO แบบคลาสสิกได้สูงกว่าที่สังเกตได้ (0.10–0.13 เทียบกับ 0.07) และการกระจายความเอียงที่ทำนายไว้นั้นมีวัตถุที่มีความเอียงสูงน้อยเกินไป^{[ 61 ]}นอกจากนี้ ความถี่ของวัตถุคู่ในแถบเย็น ซึ่งหลายคู่อยู่ห่างกันมากและยึดเหนี่ยวกันอย่างหลวมๆ ก็เป็นปัญหาสำหรับแบบจำลองนี้เช่นกัน คาดว่าวัตถุเหล่านี้จะแยกออกจากกันในระหว่างการเผชิญหน้ากับดาวเนปจูน^{[ 80 ]}ทำให้บางคนเสนอว่าจานเย็นก่อตัวขึ้นที่ตำแหน่งปัจจุบัน ซึ่งเป็นตัวแทนของกลุ่มวัตถุขนาดเล็กในท้องถิ่นเพียงกลุ่มเดียวในระบบสุริยะ^{[ 81 ]}

การปรับเปลี่ยนแบบจำลอง Nice ครั้งล่าสุดระบุว่าระบบสุริยะเริ่มต้นด้วยดาวเคราะห์ยักษ์ 5 ดวง รวมถึงดาวเคราะห์ยักษ์น้ำแข็ง เพิ่มเติมอีกหนึ่งดวง ในห่วงโซ่ของเรโซแนนซ์การเคลื่อนที่เฉลี่ย ประมาณ 400  ล้านปีหลังจากการก่อตัวของระบบสุริยะ ห่วงโซ่เรโซแนนซ์ก็ถูกทำลาย แทนที่จะกระจัดกระจายไปในจาน ดาวเคราะห์ยักษ์น้ำแข็งกลับเคลื่อนตัวออกไปด้านนอกหลาย AU ก่อน^{[ 82 ]}การเคลื่อนตัวที่แยกออกจากกันนี้ในที่สุดนำไปสู่การตัดกันของเรโซแนนซ์ ทำให้วงโคจรของดาวเคราะห์ไม่เสถียร ดาวเคราะห์ยักษ์น้ำแข็งดวงพิเศษนี้พบกับดาวเสาร์และกระจัดกระจายเข้ามาด้านในสู่วงโคจรที่ตัดกับดาวพฤหัสบดี และหลังจากเผชิญหน้ากันหลายครั้งก็ถูกขับออกจากระบบสุริยะ ดาวเคราะห์ที่เหลือจึงเคลื่อนตัวต่อไปจนกระทั่งจานดาวเคราะห์เกือบหมด โดยเหลือเพียงเศษเล็กน้อยในตำแหน่งต่างๆ^{[ 82 ]}

เช่นเดียวกับในแบบจำลอง Nice ดั้งเดิม วัตถุต่างๆ จะถูกดักจับเข้าสู่การสั่นพ้องกับเนปจูนในระหว่างการเคลื่อนที่ออกไปด้านนอก บางส่วนยังคงอยู่ในการสั่นพ้อง บางส่วนพัฒนาไปสู่วงโคจรที่มีความเอียงสูงขึ้นและความเยื้องศูนย์ต่ำลง และถูกปล่อยไปยังวงโคจรที่เสถียรซึ่งก่อตัวเป็นแถบคลาสสิกที่มีอุณหภูมิสูงทางพลศาสตร์ การกระจายความเอียงของแถบร้อนสามารถจำลองได้หากเนปจูนเคลื่อนที่จาก 24  AU ไปยัง 30  AU ใน ช่วงเวลา 30 ล้านปี^{[ 83 ]}เมื่อเนปจูนเคลื่อนที่ไปยัง 28  AU มันจะเกิดการปะทะกันทางแรงโน้มถ่วงกับยักษ์น้ำแข็งพิเศษ วัตถุที่ถูกดักจับจากแถบเย็นเข้าสู่การสั่นพ้องการเคลื่อนที่เฉลี่ย 1:2 กับเนปจูนจะถูกทิ้งไว้เบื้องหลังเป็นกลุ่มก้อนเฉพาะที่ 44  AU เมื่อการปะทะกันนี้ทำให้แกนกึ่งหลักของเนปจูนกระโดดออกไปด้านนอก^{[ 84 ]}วัตถุที่ถูกสะสมในแถบเย็นนั้นรวมถึงดาวคู่ 'สีน้ำเงิน' ที่ยึดเหนี่ยวกันอย่างหลวมๆ ซึ่งมีต้นกำเนิดมาจากบริเวณที่ใกล้กว่าตำแหน่งปัจจุบันของแถบเย็น^{[ 85 ]}หากความเยื้องศูนย์ของเนปจูนยังคงมีขนาดเล็กในระหว่างการเผชิญหน้าครั้งนี้ วิวัฒนาการที่วุ่นวายของวงโคจรของแบบจำลอง Nice ดั้งเดิมจะถูกหลีกเลี่ยง และแถบเย็นดั้งเดิมจะได้รับการรักษาไว้^{[ 86 ]}ในช่วงหลังของการเคลื่อนที่ของเนปจูน การกวาดอย่างช้าๆ ของเรโซแนนซ์การเคลื่อนที่เฉลี่ยจะกำจัดวัตถุที่มีความเยื้องศูนย์สูงกว่าออกจากแถบเย็น ทำให้การกระจายความเยื้องศูนย์ถูกตัดทอน^{[ 87 ]}

เนื่องจากอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ วัตถุในแถบไคเปอร์จึงคาดว่าจะไม่ได้รับผลกระทบจากกระบวนการที่ก่อรูปและเปลี่ยนแปลงวัตถุอื่นๆ ในระบบสุริยะ ดังนั้น การกำหนดองค์ประกอบของวัตถุเหล่านี้จะให้ข้อมูลที่สำคัญเกี่ยวกับองค์ประกอบของระบบสุริยะในยุคแรกเริ่ม^{[ 88 ]}เนื่องจากขนาดที่เล็กและระยะทางที่ไกลมากจากโลก การกำหนดองค์ประกอบทางเคมีของ KBO จึงทำได้ยากมาก วิธีหลักที่นักดาราศาสตร์ใช้ในการกำหนดองค์ประกอบของวัตถุบนท้องฟ้าคือสเปกโทรสโกปีเมื่อแสงของวัตถุถูกแยกออกเป็นสีต่างๆ จะเกิดภาพที่คล้ายกับรุ้งกินน้ำ ภาพนี้เรียกว่าสเปกตรัมสารต่างๆ ดูดซับแสงที่ความยาวคลื่นต่างกัน และเมื่อสเปกตรัมของวัตถุเฉพาะถูกคลี่ออก เส้นสีดำ (เรียกว่าเส้นดูดซับ ) จะปรากฏขึ้นในบริเวณที่สารภายในวัตถุดูดซับแสงที่ความยาวคลื่นนั้นๆธาตุหรือสารประกอบ ทุกชนิด มีลักษณะเฉพาะทางสเปกโทรสโกปีของตัวเอง และด้วยการอ่าน "ลายนิ้วมือ" สเปกตรัมทั้งหมดของวัตถุ นักดาราศาสตร์สามารถกำหนดองค์ประกอบของวัตถุได้

การวิเคราะห์แสดงให้เห็นว่าวัตถุในแถบไคเปอร์ประกอบด้วยส่วนผสมของหินและน้ำแข็งหลายชนิด เช่น น้ำมีเทนและแอมโมเนียอุณหภูมิของแถบนี้อยู่ที่ประมาณ 50 K เท่านั้น [ ^{89 ] ดังนั้นสารประกอบหลายชนิดที่น่าจะเป็นก๊าซเมื่ออยู่ใกล้ดวงอาทิตย์จึงยังคงเป็นของแข็ง ความหนาแน่นและสัดส่วน ของ}หินและน้ำแข็งเป็นที่ทราบกันเฉพาะสำหรับวัตถุจำนวนน้อยที่มีการกำหนดเส้นผ่านศูนย์กลางและมวล เส้นผ่านศูนย์กลางสามารถกำหนดได้โดยการถ่ายภาพด้วยกล้องโทรทรรศน์ความละเอียดสูง เช่น กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลโดยการจับเวลาการบังเมื่อวัตถุเคลื่อนผ่านหน้าดาวฤกษ์ หรือที่พบได้บ่อยที่สุดคือการใช้ค่าอัลเบโด ของวัตถุที่คำนวณจากการปล่อยรังสีอินฟราเรด มวลจะถูกกำหนดโดยใช้แกนกึ่งเอกและคาบของดาวบริวาร ซึ่งจึงทราบกันเฉพาะสำหรับวัตถุไบนารีเพียงไม่กี่ ดวงเท่านั้น ความหนาแน่นมีตั้งแต่ต่ำกว่า 0.4 ถึง 2.6 กรัม/ซม^³วัตถุที่มีความหนาแน่นน้อยที่สุดนั้นเชื่อกันว่าส่วนใหญ่ประกอบด้วยน้ำแข็งและมีรูพรุนมาก วัตถุที่มีความหนาแน่นมากที่สุดน่าจะประกอบด้วยหินที่มีเปลือกน้ำแข็งบาง ๆ มีแนวโน้มว่าวัตถุขนาดเล็กจะมีความหนาแน่นต่ำและวัตถุขนาดใหญ่จะมีความหนาแน่นสูง คำอธิบายที่เป็นไปได้ประการหนึ่งสำหรับแนวโน้มนี้คือน้ำแข็งหายไปจากชั้นผิวเมื่อวัตถุที่แยกตัวออกมาชนกันเพื่อก่อตัวเป็นวัตถุขนาดใหญ่^{[ 88 ]}

ในตอนแรก การวิเคราะห์ KBO อย่างละเอียดเป็นไปไม่ได้ ดังนั้นนักดาราศาสตร์จึงสามารถระบุได้เพียงข้อเท็จจริงพื้นฐานที่สุดเกี่ยวกับองค์ประกอบของพวกมัน โดยเฉพาะอย่างยิ่งสีของพวกมัน^{[ 91 ]}ข้อมูลชุดแรกเหล่านี้แสดงให้เห็นถึงสีที่หลากหลายในหมู่ KBO ตั้งแต่สีเทาที่เป็นกลางไปจนถึงสีแดงเข้ม^{[ 92 ]}ซึ่งชี้ให้เห็นว่าพื้นผิวของพวกมันประกอบด้วยสารประกอบที่หลากหลาย ตั้งแต่น้ำแข็งสกปรกไปจนถึงไฮโดรคาร์บอน[ ^{92 ] ความ}หลากหลายนี้น่าตกใจ เนื่องจากนักดาราศาสตร์คาดว่า KBO จะมีสีเข้มสม่ำเสมอ เนื่องจากสูญเสียน้ำแข็งระเหยส่วนใหญ่จากพื้นผิวไปเนื่องจากผลกระทบของรังสีคอสมิก [ ^{27 ] : 118}มีการเสนอวิธีแก้ปัญหาต่างๆ สำหรับความคลาดเคลื่อนนี้ รวมถึงการสร้างพื้นผิวใหม่โดยการชนหรือการปล่อยก๊าซ [ ^{91 ] การ วิเคราะห์สเปกตรัมของวัตถุในแถบไคเปอร์ที่รู้จัก โดย} Jewitt และ Luu ในปี 2001 พบว่าความแปรผันของสีนั้นรุนแรงเกินกว่าจะอธิบายได้ง่ายๆ ด้วยการชนแบบสุ่ม^{[ 93 ]}เชื่อกันว่ารังสีจากดวงอาทิตย์ได้เปลี่ยนแปลงทางเคมีของมีเทนบนพื้นผิวของ KBO ทำให้เกิดผลิตภัณฑ์ต่างๆ เช่นโทลินส์มี การแสดงให้เห็นว่า มา เคมาเคมีไฮโดรคาร์บอนจำนวนหนึ่งที่ได้มาจากกระบวนการ ^ทางรังสีของมีเทน รวมถึงอีเทนเอทิลีนและอะเซทิลีน^{[ 88} ]

แม้ว่าจนถึงปัจจุบัน KBO ส่วนใหญ่ยังคงปรากฏให้เห็นเป็นสเปกตรัมที่ไม่มีลักษณะเฉพาะเนื่องจากความสว่างน้อย แต่ก็มีความสำเร็จหลายประการในการกำหนดองค์ประกอบของพวกมัน^{[ 89 ]}ในปี 1996 Robert H. Brown และคณะ ได้รับข้อมูลสเปกโทรสโกปีของ KBO 1993 SCซึ่งเผยให้เห็นว่าองค์ประกอบพื้นผิวของมันคล้ายคลึงกับของพลูโต อย่างมาก เช่นเดียวกับดวงจันทร์ไทรทัน ของเนปจูน โดยมีน้ำแข็งมีเทนในปริมาณมาก^{[ 94 ]}สำหรับวัตถุขนาดเล็ก มีเพียงสีและในบางกรณีค่าอัลเบโดเท่านั้นที่ถูกกำหนด วัตถุเหล่านี้ส่วนใหญ่แบ่งออกเป็นสองประเภท: สีเทาที่มีค่าอัลเบโดต่ำ หรือสีแดงมากที่มีค่าอัลเบโดสูง ความแตกต่างของสีและค่าอัลเบโดนั้นสันนิษฐานว่าเกิดจากการคงอยู่หรือการสูญเสียไฮโดรเจนซัลไฟด์ (H S ไว้ได้นั้นจะมีสีแดงขึ้นเนื่องจากการฉายรังสี^{[ 95 ]}

The largest KBOs, such as Pluto and Quaoar, have surfaces rich in volatile compounds such as methane, nitrogen and carbon monoxide; the presence of these molecules is likely due to their moderate vapor pressure in the 30–50 K temperature range of the Kuiper belt. This allows them to occasionally boil off their surfaces and then fall again as snow, whereas compounds with higher boiling points would remain solid. The relative abundances of these three compounds in the largest KBOs is directly related to their surface gravity and ambient temperature, which determines which they can retain.^[88] Water ice has been detected in several KBOs, including members of the Haumea family such as 1996 TO,^[96] mid-sized objects such as 38628 Huya and 20000 Varuna,^[97] and also on some small objects.^[88] The presence of crystalline ice on large and mid-sized objects, including 50000 Quaoar where ammoniahydrate has also been detected,^[89] may indicate past tectonic activity aided by melting point lowering due to the presence of ammonia.^[88]

Despite its vast extent, the collective mass of the Kuiper belt is relatively low. The total mass of the dynamically hot population is estimated to be 1% the mass of the Earth. The dynamically cold population is estimated to be much smaller with only 0.03% the mass of the Earth.^[57][98] While the dynamically hot population is thought to be the remnant of a much larger population that formed closer to the Sun and was scattered outward during the migration of the giant planets, in contrast, the dynamically cold population is thought to have formed at its current location. The most recent estimate (2018) puts the total mass of the Kuiper belt at (1.97±0.30)×10⁻² Earth masses based on the influence that it exerts on the motion of planets.^[99]

มวลรวมที่น้อยของประชากรที่เย็นตัวลงตามพลวัตก่อให้เกิดปัญหาบางประการสำหรับแบบจำลองการก่อตัวของระบบสุริยะ เนื่องจากต้องใช้มวลจำนวนมากสำหรับการสะสมตัวของ KBO ที่มี เส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า100 กม. (62 ไมล์) ^{[ 4 ]}หากแถบไคเปอร์แบบคลาสสิกที่เย็นตัวลงมีความหนาแน่นต่ำเช่นที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน วัตถุขนาดใหญ่เหล่านี้ก็ไม่สามารถก่อตัวขึ้นได้จากการชนและการรวมตัวของดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็ก^{[ 4 ]}ยิ่งไปกว่านั้น ความเยื้องศูนย์และความเอียงของวงโคจรในปัจจุบันทำให้การปะทะกันค่อนข้าง "รุนแรง" ส่งผลให้เกิดการทำลายล้างมากกว่าการสะสมตัว การกำจัดมวลส่วนใหญ่ของประชากรที่เย็นตัวลงตามพลวัตนั้นคิดว่าไม่น่าจะเป็นไปได้ อิทธิพลปัจจุบันของเนปจูนอ่อนเกินไปที่จะอธิบาย "การดูด" ครั้งใหญ่เช่นนี้ และขอบเขตของการสูญเสียมวลจากการบดขยี้จากการชนนั้นถูกจำกัดโดยการมีอยู่ของระบบดาวคู่ที่ยึดเหนี่ยวกันอย่างหลวมๆ ในจานเย็น ซึ่งมีแนวโน้มที่จะถูกทำลายในการชนกัน^{[ 100 ]}แทนที่จะเกิดจากการชนกันของดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็ก วัตถุขนาดใหญ่อาจเกิดจากการยุบตัวของกลุ่มก้อนกรวดโดยตรง^{[ 101 ]}  

การกระจายขนาดของวัตถุในแถบไคเปอร์เป็นไปตาม กฎกำลังหลายข้อกฎกำลังอธิบายความสัมพันธ์ระหว่างN ( D ) (จำนวนวัตถุที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่าD ) และDและเรียกว่าความชันของความสว่าง จำนวนวัตถุแปรผกผันกับกำลังของเส้นผ่านศูนย์กลางD :

${\displaystyle {\frac {dN}{dD}}\propto D^{-q},}$ซึ่งจะได้ผลลัพธ์ (โดยสมมติว่าqไม่ใช่ 1):${\displaystyle N\propto D^{1-q}+{\text{a ค่าคงที่}}.}$

(ค่าคงที่อาจมีค่าไม่เป็นศูนย์ได้ก็ต่อเมื่อกฎกำลังไม่สามารถนำมาใช้ได้ที่ค่าD สูงๆ เท่านั้น )

การประมาณค่าเบื้องต้นที่อิงตามการวัดการกระจายขนาดปรากฏพบค่า q = 4 ± 0.5 ^{[ 66 ]}ซึ่งหมายความว่ามีวัตถุมากกว่า 8 (=2 ³ ) เท่าใน ช่วง 100–200 กม. มากกว่าใน ช่วง 200–400 กม.

งานวิจัยล่าสุดได้เปิดเผยว่าการกระจายขนาดของวัตถุคลาสสิกร้อนและวัตถุคลาสสิกเย็นมีความชันที่แตกต่างกัน ความชันสำหรับวัตถุร้อนคือ q = 5.3 ที่เส้นผ่านศูนย์กลางขนาดใหญ่และ q = 2.0 ที่เส้นผ่านศูนย์กลางขนาดเล็ก โดยมีการเปลี่ยนแปลงความชันที่ 110  กม. ความชันสำหรับวัตถุเย็นคือ q = 8.2 ที่เส้นผ่านศูนย์กลางขนาดใหญ่และ q = 2.9 ที่เส้นผ่านศูนย์กลางขนาดเล็ก โดยมีการเปลี่ยนแปลงความชันที่ 140  กม. ^{[ 57 ]}การกระจายขนาดของวัตถุที่กระเจิงพลูติโน และโทรจันของเนปจูนมีความชันคล้ายกับประชากรที่ร้อนทางพลศาสตร์อื่นๆ แต่อาจมีรอยบุ๋ม ซึ่งเป็นการลดลงอย่างรวดเร็วของจำนวนวัตถุที่มีขนาดต่ำกว่าขนาดที่กำหนด รอยบุ๋มนี้สันนิษฐานว่าเกิดจากวิวัฒนาการการชนกันของประชากร หรือเกิดจากประชากรที่ก่อตัวขึ้นโดยไม่มีวัตถุที่มีขนาดต่ำกว่านี้ โดยวัตถุขนาดเล็กเป็นชิ้นส่วนของวัตถุเดิม^{[ 102 ] [ 103 ]}

วัตถุแถบไคเปอร์ที่เล็กที่สุดที่รู้จักซึ่งมีรัศมีต่ำกว่า 1  กิโลเมตรนั้น ตรวจพบได้จากการบังดาว เท่านั้น เนื่องจากมีความสว่างน้อยเกินไป ( แมกนิจูด 35) ที่จะมองเห็นได้โดยตรงด้วยกล้องโทรทรรศน์ เช่นกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล [ ^{104 ] รายงาน}แรกเกี่ยวกับการบังดาวเหล่านี้มาจาก Schlichting et al. ในเดือนธันวาคม 2009 ซึ่งประกาศการค้นพบวัตถุแถบไคเปอร์ขนาดเล็กที่มีรัศมีต่ำกว่า 1 กิโลเมตรในข้อมูลการวัดแสงของฮับเบิล จากเดือนมีนาคม 2007 โดยมีรัศมีโดยประมาณ520 ± 60  เมตรหรือมีเส้นผ่านศูนย์กลางเท่ากับ1040 ± 120  ม . วัตถุดังกล่าวถูกตรวจพบโดย ระบบติดตามดาว ของฮับเบิลเมื่อมันบังดาวดวงหนึ่งเป็นเวลาสั้นๆ 0.3 วินาที^{[ 105 ]}ในการศึกษาครั้งต่อมาที่ตีพิมพ์ในเดือนธันวาคม 2012 Schlichting และคณะได้ทำการวิเคราะห์ข้อมูลการวัดแสงของฮับเบิล ที่เก็บไว้ในคลังอย่างละเอียดมากขึ้น และรายงานเหตุการณ์การบังดาวอีกครั้งโดยวัตถุในแถบไคเปอร์ที่มีขนาดเล็กกว่าหนึ่งกิโลเมตร ซึ่งคาดว่าจะมีขนาด รัศมี530 ± 70 เมตร หรือ มีเส้นผ่านศูนย์กลาง1060 ± 140 เมตร จากเหตุการณ์การบังแสงที่ตรวจพบในปี 2009 และ 2012 Schlichting และคณะได้กำหนดความชันของการกระจายขนาดของวัตถุในแถบไคเปอร์เป็น q = 3.6 ± 0.2 หรือq = 3.8 ± 0.2 โดยมีข้อสมมติฐานของกฎกำลังเดียวและ การกระจาย ละติจูดสุริยวิถี ที่สม่ำเสมอ ผลลัพธ์ของพวกเขาบ่งชี้ถึงการขาดแคลนวัตถุในแถบไคเปอร์ขนาดเล็กกว่ากิโลเมตรอย่างมากเมื่อเทียบกับการคาดการณ์จากประชากรของวัตถุในแถบไคเปอร์ขนาดใหญ่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางมากกว่า 90  กิโลเมตร^{[ 106 ]}

การสังเกตการณ์โดย เครื่องนับฝุ่น Venetia Burney Student Dust Counter ของยาน New Horizons ของ NASA แสดงให้เห็น "การไหลของฝุ่นที่สูงกว่าที่คาดการณ์โดยแบบจำลอง" ไกลถึง 55  AU ซึ่งไม่สามารถอธิบายได้ด้วยแบบจำลองที่มีอยู่^{[ 107 ]}

จานกระจายตัวเป็นบริเวณที่มีประชากรเบาบาง ทับซ้อนกับแถบไคเปอร์ แต่ขยายออกไปไกลกว่า 100  AU วัตถุในจานกระจายตัว (SDOs) มีวงโคจรเป็นรูปวงรีมาก และมักจะเอียงมากเมื่อเทียบกับระนาบสุริยวิถี แบบจำลองการก่อตัวของระบบสุริยะส่วนใหญ่แสดงให้เห็นว่าทั้ง KBOs และ SDOs ก่อตัวขึ้นครั้งแรกในแถบดั้งเดิม โดยมีปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงในภายหลัง โดยเฉพาะอย่างยิ่งกับดาวเนปจูน ส่งวัตถุเหล่านี้ออกไปด้านนอก บางส่วนเข้าสู่วงโคจรที่เสถียร (KBOs) และบางส่วนเข้าสู่วงโคจรที่ไม่เสถียร ซึ่งก็คือจานกระจายตัว^{[ 19 ]}เนื่องจากลักษณะที่ไม่เสถียร จานกระจายตัวจึงถูกสงสัยว่าเป็นจุดกำเนิดของดาวหางคาบสั้นจำนวนมากในระบบสุริยะ วงโคจรแบบไดนามิกของพวกมันบางครั้งบังคับให้พวกมันเข้ามาในระบบสุริยะชั้นใน กลายเป็นเซนทอร์ ก่อน แล้วจึงกลายเป็นดาวหางคาบสั้น^{[ 19 ]}

ตามข้อมูลจากMinor Planet Centerซึ่งจัดทำรายการวัตถุที่อยู่นอกเนปจูนทั้งหมดอย่างเป็นทางการ KBO คือวัตถุใดๆ ที่โคจรเฉพาะในบริเวณแถบไคเปอร์ที่กำหนดไว้ โดยไม่คำนึงถึงแหล่งกำเนิดหรือองค์ประกอบ วัตถุที่พบนอกแถบจะถูกจัดเป็นวัตถุที่กระจัดกระจาย^{[ 108 ]}ในบางแวดวงวิทยาศาสตร์ คำว่า "วัตถุแถบไคเปอร์" กลายเป็นคำพ้องความหมายกับดาวเคราะห์น้อยน้ำแข็งใดๆ ที่มีต้นกำเนิดในระบบสุริยะชั้นนอก ซึ่งสันนิษฐานว่าเป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มเริ่มต้นนั้น แม้ว่าวงโคจรของมันในช่วงประวัติศาสตร์ส่วนใหญ่ของระบบสุริยะจะอยู่นอกแถบไคเปอร์ (เช่น ในบริเวณจานที่กระจัดกระจาย) พวกเขามักจะอธิบายวัตถุจานที่กระจัดกระจายว่าเป็น "วัตถุแถบไคเปอร์ที่กระจัดกระจาย" ^{[ 109 ]}อีริสซึ่งเป็นที่ทราบกันว่ามีมวลมากกว่าพลูโต มักถูกเรียกว่า KBO แต่ในทางเทคนิคแล้วเป็น SDO ^{[ 108 ]}ยังไม่มีข้อสรุปที่แน่ชัดในหมู่นักดาราศาสตร์เกี่ยวกับคำจำกัดความที่แม่นยำของแถบไคเปอร์ และปัญหานี้ยังคงไม่ได้รับการแก้ไข

เซนทอร์ซึ่งโดยปกติไม่ได้ถือว่าเป็นส่วนหนึ่งของแถบไคเปอร์ ก็ถูกมองว่าเป็นวัตถุที่กระจัดกระจายเช่นกัน โดยความแตกต่างเพียงอย่างเดียวคือพวกมันกระจัดกระจายเข้าด้านในแทนที่จะออกไปด้านนอก ศูนย์ดาวเคราะห์น้อยจัดกลุ่มเซนทอร์และ SDO เข้าด้วยกันเป็นวัตถุที่กระจัดกระจาย^{[ 108 ]}

ไทรทัน

ในช่วงที่เนปจูนกำลังเคลื่อนย้าย เชื่อกันว่าเนปจูนได้ดึงดูดวัตถุในแถบไคเปอร์ (KBO) ขนาดใหญ่อย่างไทรทันซึ่งเป็นดวงจันทร์ขนาดใหญ่เพียงดวงเดียวในระบบสุริยะที่มีวงโคจรย้อนกลับ (กล่าวคือ โคจรในทิศทางตรงกันข้ามกับการหมุนของเนปจูน) นี่แสดงให้เห็นว่า ต่างจากดวงจันทร์ขนาดใหญ่ของดาวพฤหัสบดีดาวเสาร์และดาวยูเรนัสซึ่งเชื่อกันว่าก่อตัวขึ้นจากจานหมุนของสสารรอบดาวเคราะห์แม่ที่ยังอายุน้อย ไทรทันเป็นวัตถุที่ก่อตัวขึ้นอย่างสมบูรณ์แล้วและถูกดึงดูดมาจากอวกาศโดยรอบ การดึงดูดวัตถุด้วยแรงโน้มถ่วงนั้นไม่ใช่เรื่องง่าย: มันต้องอาศัยกลไกบางอย่างเพื่อชะลอความเร็วของวัตถุให้มากพอที่จะถูกดึงดูดด้วยแรงโน้มถ่วงของวัตถุที่ใหญ่กว่า คำอธิบายที่เป็นไปได้คือ ไทรทันเป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวคู่เมื่อมันพบกับเนปจูน (วัตถุในแถบไคเปอร์จำนวนมากเป็นสมาชิกของระบบดาวคู่ ดูด้านล่าง ) การขับไล่สมาชิกอีกดวงหนึ่งของระบบดาวคู่โดยเนปจูนอาจอธิบายการดึงดูดไทรทันได้^{[ 110 ]}ไทรทันมีขนาดใหญ่กว่าพลูโตเพียง 14% และการวิเคราะห์สเปกตรัมของทั้งสองดวงแสดงให้เห็นว่าพื้นผิวของพวกมันส่วนใหญ่ประกอบด้วยวัสดุที่คล้ายคลึงกัน เช่นมีเทนและคาร์บอนมอนอกไซด์ทั้งหมดนี้ชี้ให้เห็นถึงข้อสรุปว่าไทรทันเคยเป็น KBO ที่ถูกเนปจูนจับไว้ในระหว่างการเคลื่อนที่ออกไป^{[ 111 ]}

นับตั้งแต่ปี 2000 มีการค้นพบวัตถุในแถบไคเปอร์ (KBO) จำนวนมากที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางระหว่าง 500 ถึง1,500 กิโลเมตร (932 ไมล์)ซึ่งมีขนาดใหญ่กว่าครึ่งหนึ่งของดาวพลูโต (เส้นผ่านศูนย์กลาง 2,370 กิโลเมตร) Quaoarซึ่งเป็นวัตถุในแถบไคเปอร์แบบคลาสสิกที่ค้นพบในปี 2002 มีขนาดใหญ่กว่า...   มีขนาดกว้าง 1200  กม . MakemakeและHaumeaซึ่งประกาศเมื่อวันที่ 29 กรกฎาคม พ.ศ. 2548 มีขนาดใหญ่กว่านั้นอีก วัตถุอื่นๆ เช่น28978 Ixion (ค้นพบในปี พ.ศ. 2544) และ20000 Varuna (ค้นพบในปี พ.ศ. 2543) มีขนาด กว้างประมาณ600–700 กม. (373–435 ไมล์) ^{[ 4 ]}  

เมื่อวันที่ 19 มกราคม พ.ศ. 2549 ยานอวกาศลำแรกที่สำรวจแถบไคเปอร์ คือนิวฮอไรซันส์ได้ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศ และบินผ่านดาวพลูโตเมื่อวันที่ 14 กรกฎาคม พ.ศ. 2558 นอกเหนือจากการบินผ่านดาวพลูโตแล้ว เป้าหมายของภารกิจคือการค้นหาและสำรวจวัตถุอื่นๆ ที่อยู่ไกลออกไปในแถบไคเปอร์^{[ 121 ]}

เมื่อวันที่ 15 ตุลาคม 2557 ได้มีการเปิดเผยว่ากล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลได้ค้นพบเป้าหมายที่มีศักยภาพ 3 เป้าหมาย ซึ่งทีมงานนิวฮอไรซันส์ ได้กำหนดชื่อชั่วคราวเป็น PT1 ("เป้าหมายที่มีศักยภาพ 1"), PT2 และ PT3 ^{[ 122 ] [ 123 ]}คาดว่าเส้นผ่านศูนย์กลางของวัตถุเหล่านี้จะอยู่ใน ช่วง 30–55 กิโลเมตร ซึ่งเล็กเกินกว่าจะมองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน โดยอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 43–44  AU ซึ่งจะทำให้การเผชิญหน้าเกิดขึ้นในช่วงปี 2018–2019 ^{[ 124 ]}ความน่าจะเป็นเบื้องต้นที่วัตถุเหล่านี้จะสามารถเข้าถึงได้ภายใน งบประมาณเชื้อเพลิง ของนิวฮอไรซันส์คือ 100%, 7% และ 97% ตามลำดับ^{[ 124 ]}วัตถุทั้งหมดเป็นสมาชิกของแถบไคเปอร์แบบคลาสสิก "เย็น" ( ความเอียง ต่ำ ความเยื้องศูนย์ต่ำ) ซึ่งแตกต่างจากพลูโตมากPT1 (ได้รับรหัสชั่วคราว "1110113Y" บนเว็บไซต์ HST ^{[ 125 ]} ) ซึ่งเป็นวัตถุที่มีตำแหน่งเหมาะสมที่สุด มีความสว่าง 26.8 เส้นผ่านศูนย์กลาง 30–45 กม. และถูกค้นพบในเดือนมกราคม 2019 ^{[ 126 ]}เมื่อได้รับข้อมูลวงโคจรที่เพียงพอแล้วศูนย์ดาวเคราะห์น้อยได้กำหนดรหัสอย่างเป็นทางการให้กับ KBO เป้าหมายทั้งสาม ได้แก่2014 MU (PT1 ปัจจุบันคือ Arrokoth), 2014 OS 393 (PT2) และ2014 PN 70 (PT3) ในช่วงฤดูใบไม้ร่วงของปี 2014 เป้าหมายที่สี่ที่เป็นไปได้2014 MT 69ได้ถูกตัดออกจากการพิจารณาโดยการสังเกตการณ์ติดตามผล PT2 ถูกตัดออกจากการพิจารณาก่อนการบินผ่านพลูโต^{[ 127 ] [ 128 ]} 

เมื่อวันที่ 26 สิงหาคม 2558 เป้าหมายแรกคือ2014 MU (มีชื่อเล่นว่า "Ultima Thule" และต่อมาเปลี่ยนชื่อเป็น486958 Arrokoth ) การปรับเส้นทางเกิดขึ้นในช่วงปลายเดือนตุลาคมและต้นเดือนพฤศจิกายน 2558 ส่งผลให้มีการบินผ่านในเดือนมกราคม 2562 ^{[ 129 ]}เมื่อวันที่ 1 กรกฎาคม 2559 NASA ได้อนุมัติงบประมาณเพิ่มเติมสำหรับยานNew Horizonsเพื่อไปเยี่ยมชมวัตถุดังกล่าว^{[ 130 ]}

เมื่อวันที่ 2 ธันวาคม พ.ศ. 2558 ยานนิวฮอไรซันส์ตรวจพบสิ่งที่เรียกว่า1994 JR (ต่อมาเปลี่ยนชื่อเป็น15810 Arawn ) จากระยะห่าง270 ล้านกิโลเมตร (170 × 10 ^ ⁶ ไมล์) ^{[ 131 ]}  

เมื่อวันที่ 1 มกราคม 2019 ยานนิวฮอไรซันส์ได้บินผ่านอาร์โรคอธอย่างสำเร็จ โดยส่งข้อมูลกลับมาแสดงให้เห็นว่าอาร์โรคอธเป็นระบบดาวคู่สัมผัสที่มี ความยาว 32 กิโลเมตรและ กว้าง 16 กิโลเมตร ^{[ 132 ]}เครื่องมือราล์ฟบนยานนิวฮอไรซันส์ยืนยันสีแดงของอาร์โรคอธ ข้อมูลจากการบินผ่านจะยังคงถูกดาวน์โหลดต่อไปอีก 20 เดือน 

ไม่มีภารกิจติดตามผลสำหรับยานนิวฮอไรซันส์แม้ว่าจะมีการศึกษาแนวคิดอย่างน้อยสองแนวคิดสำหรับภารกิจที่จะกลับไปโคจรหรือลงจอดบนดาวพลูโต^{[ 133 ] [ 134 ]}นอกเหนือจากดาวพลูโตแล้ว ยังมีวัตถุในแถบไคเปอร์ (KBO) ขนาดใหญ่อีกมากมายที่ไม่สามารถไปเยือนได้ด้วยยานนิวฮ อไรซันส์ เช่น ดาวเคราะห์แคระมาเคมาเคและเฮาเมียภารกิจใหม่จะได้รับมอบหมายให้สำรวจและศึกษาวัตถุเหล่านี้อย่างละเอียดบริษัท Thales Alenia Spaceได้ศึกษาโลจิสติกส์ของภารกิจยานโคจรไปยังเฮาเมีย^{[ 135 ]}ซึ่งเป็นเป้าหมายทางวิทยาศาสตร์ที่มีความสำคัญสูงเนื่องจากสถานะของมันในฐานะวัตถุแม่ของกลุ่มวัตถุที่ชนกันซึ่งรวมถึงวัตถุในแถบไคเปอร์อื่นๆ อีกหลายดวง รวมถึงวงแหวนและดวงจันทร์สองดวงของเฮาเมีย ผู้เขียนหลัก โจเอล พอนซี ได้สนับสนุนเทคโนโลยีใหม่ที่จะช่วยให้ยานอวกาศสามารถเข้าถึงและโคจรรอบ KBO ได้ภายใน 10-20 ปีหรือน้อยกว่านั้น^{[ 136 ]} อลัน สเติร์น หัวหน้าผู้ตรวจสอบ โครงการ New Horizonsได้แนะนำภารกิจอย่างไม่เป็นทางการที่จะบินผ่านดาวเคราะห์ยูเรนัสหรือเนปจูนก่อนที่จะไปเยือนเป้าหมาย KBO ใหม่^{[ 137 ]}ซึ่งจะช่วยส่งเสริมการสำรวจแถบไคเปอร์และไปเยือน ดาวเคราะห์ ยักษ์น้ำแข็ง เหล่านี้ เป็นครั้งแรกนับตั้งแต่ การบินผ่านของยาน วอยเอเจอร์ 2ในช่วงทศวรรษ 1980

ภายในปี 2006 นักดาราศาสตร์ได้แยกแยะจานฝุ่นที่คิดว่าเป็นโครงสร้างคล้ายแถบไคเปอร์รอบดาวฤกษ์ 9 ดวงที่ไม่ใช่ดวงอาทิตย์ พวกมันดูเหมือนจะแบ่งออกเป็นสองประเภท: แถบกว้างที่มีรัศมีมากกว่า 50  AU และแถบแคบ (คาดว่าคล้ายกับระบบสุริยะ) ที่มีรัศมีระหว่าง 20 ถึง 30  AU และมีขอบเขตที่ค่อนข้างคมชัด^{[ 141 ]}นอกจากนี้ ดาวฤกษ์ประเภทดวงอาทิตย์ 15–20% มีการสังเกตส่วนเกินของรังสีอินฟราเรดที่บ่งชี้ถึงโครงสร้างคล้ายแถบไคเปอร์ขนาดใหญ่^{[ 142 ]}จานเศษซากที่รู้จักส่วนใหญ่รอบดาวฤกษ์ดวงอื่นค่อนข้างอายุน้อย แต่ภาพสองภาพทางด้านขวาที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในเดือนมกราคม 2006 มีอายุมากพอ (ประมาณ 300 ล้านปี) ที่จะตั้งตัวเป็นโครงสร้างที่เสถียรได้ ภาพด้านซ้ายเป็น "มุมมองด้านบน" ของแถบกว้าง และภาพด้านขวาเป็น "มุมมองขอบ" ของแถบแคบ^{[ 141 ] [ 143 ]}การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ของฝุ่นในแถบไคเปอร์แสดงให้เห็นว่าเมื่อตอนที่มันยังอายุน้อยกว่า มันอาจมีลักษณะคล้ายวงแหวนแคบๆ ที่พบเห็นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย^{[ 144 ]}

• แถบดาวเคราะห์น้อย
• รายชื่อดาวเคราะห์แคระที่เป็นไปได้
• รายชื่อวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนออกไป
• ดาวเคราะห์เก้า
• ประเภทสเปกตรัมของดาวเหนือเนปจูน

• หน้าเพจของ Dave Jewitt ที่ UCLA
  • ชื่อของเข็มขัด
• รายชื่อดาวหางคาบสั้นจำแนกตามตระกูลเก็บถาวรเมื่อวันที่ 24 มิถุนายน 2019 ที่Wayback Machine
• ข้อมูลเบื้องต้นเกี่ยวกับแถบไคเปอร์จากโครงการสำรวจระบบสุริยะของนาซา
• จดหมายข่าวอิเล็กทรอนิกส์เกี่ยวกับแถบไคเปอร์
• หน้า TNO ของ Wm. Robert Johnston
• ศูนย์กลางดาวเคราะห์น้อย: แผนภาพระบบสุริยะชั้นนอกแสดงช่องว่างไคเปอร์
• รายชื่อ TNOS