จานกระจัดกระจาย (หรือจานกระจาย ) คือจานรอบดาวฤกษ์ ที่อยู่ห่างไกล ในระบบสุริยะซึ่งมีวัตถุขนาดเล็กที่ เป็นน้ำแข็งกระจายอยู่เบาบาง โดยวัตถุ เหล่านี้เป็นส่วนหนึ่งของกลุ่มวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนออกไป วัตถุในจานกระจัดกระจาย (SDOs) มีความเยื้องศูนย์กลางวงโคจรสูงถึง 0.8 ความเอียงของ วงโคจร สูงถึง 40° และจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดมากกว่า 30 หน่วยดาราศาสตร์ (4.5 × 10⁹ ^กม  .; 2.8 × 10⁹ ^ไมล์  ) เชื่อกันว่าวงโคจรที่รุนแรงเหล่านี้เป็นผลมาจากการ "กระจัดกระจาย" ทางแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์แก๊สยักษ์และวัตถุเหล่านี้ยังคงถูกรบกวนโดยดาวเนปจูนอยู่

แม้ว่าวัตถุจานกระจายที่อยู่ใกล้ที่สุดจะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ที่ระยะประมาณ 30–35 AU แต่วงโคจรของพวกมันอาจขยายออกไปไกลกว่า 100 AU ทำให้วัตถุจานกระจายเป็นหนึ่งในวัตถุที่เย็นที่สุดและอยู่ไกลที่สุดเท่าที่รู้จักในระบบสุริยะ^{[ 1 ]}ส่วนที่อยู่ด้านในสุดของจานกระจายทับซ้อนกับ บริเวณรูปทรง วงแหวนของวัตถุที่โคจรซึ่งเรียกกันตามประเพณีว่า^แถบไคเปอร์ [ ^{2 ]}แต่ขอบเขตด้านนอกของมันขยายออกไปไกลจากดวงอาทิตย์และอยู่เหนือและใต้ระนาบสุริยวิถีมากกว่าแถบไคเปอร์ที่แท้จริง^{[ a ]}

เนื่องจากลักษณะที่ไม่เสถียร นักดาราศาสตร์จึงถือว่าจานกระจายเป็นแหล่งกำเนิดของดาวหางคาบ ส่วนใหญ่ ในระบบสุริยะ โดยเซนทอร์ซึ่งเป็นกลุ่มของวัตถุที่เป็นน้ำแข็งระหว่างดาวพฤหัสบดีและดาวเนปจูน เป็นขั้นตอนกลางในการเคลื่อนย้ายของวัตถุจากจานไปยังระบบสุริยะชั้นใน^{[ 4 ]}ในที่สุด การรบกวนจากดาวเคราะห์ยักษ์จะส่งวัตถุดังกล่าวไปยังดวงอาทิตย์ เปลี่ยนพวกมันให้กลายเป็นดาวหางคาบ วัตถุจำนวนมากในเมฆออร์ต ที่เสนอไว้ ก็เชื่อกันว่ามีต้นกำเนิดมาจากจานกระจาย เช่นกัน วัตถุที่แยกตัวออกมาไม่ได้แตกต่างจากวัตถุในจานกระจายอย่างชัดเจน และบางส่วน เช่นเซดนาบางครั้งก็ถูกพิจารณาว่ารวมอยู่ในกลุ่มนี้ด้วย

ตามธรรมเนียมแล้ว อุปกรณ์อย่างเช่นเครื่องเปรียบเทียบการกระพริบ (blink comparator)ถูกนำมาใช้ในทางดาราศาสตร์เพื่อตรวจจับวัตถุในระบบสุริยะ เนื่องจากวัตถุเหล่านี้จะเคลื่อนที่ระหว่างการถ่ายภาพสองครั้ง ซึ่งเกี่ยวข้องกับขั้นตอนที่ใช้เวลานาน เช่น การถ่ายภาพและการล้างแผ่นฟิล์มหรือฟิล์มถ่ายภาพจากนั้นผู้คนจะใช้เครื่องเปรียบเทียบการกระพริบเพื่อตรวจจับวัตถุที่คาดว่าจะพบด้วยตนเอง ในช่วงทศวรรษ 1980 การใช้ กล้อง CCDในกล้องโทรทรรศน์ทำให้สามารถสร้างภาพอิเล็กทรอนิกส์ได้โดยตรง ซึ่งสามารถแปลงเป็นดิจิทัลและถ่ายโอนไปยังภาพดิจิทัล ได้อย่างง่ายดาย เนื่องจาก CCD จับแสงได้มากกว่าฟิล์ม (ประมาณ 90% เทียบกับ 10% ของแสงที่เข้ามา) และการกระพริบสามารถทำได้บนหน้าจอคอมพิวเตอร์ที่ปรับได้ ทำให้การสำรวจมีปริมาณงานสูงขึ้น ส่งผลให้มีการค้นพบใหม่มากมาย: มีการตรวจพบวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนไปกว่าพันรายการระหว่างปี 1992 ถึง 2006 ^{[ 5 ]}

วัตถุจานกระจาย (SDO) แรกที่ได้รับการยอมรับว่าเป็นเช่นนั้นคือ1996 TL ₆₆ [ ^{6 ] [ 7 ]}ซึ่งเดิมทีระบุโดยนักดาราศาสตร์ที่ประจำอยู่ที่Mauna Keaในฮาวายในปี 1996 มีการระบุเพิ่มเติมอีก 3 วัตถุโดยการสำรวจเดียวกันในปี 1999 ได้แก่1999 CV ₁₁₈ , 1999 CY ₁₁₈และ1999 CF ₁₁₉ ^{[ 8 ] วัตถุแรกที่ปัจจุบันถูกจัด ประเภท}เป็น SDO ที่ถูกค้นพบคือ1995 TL ₈ซึ่งพบในปี 1995 โดยSpacewatch ^{[ 9 ]}

ณ ปี 2011 มีการระบุ SDO มากกว่า 200 ดวง^{[ 10 ]}รวมถึงGǃkúnǁʼhòmdímà (ค้นพบโดย Schwamb, Brown และ Rabinowitz), Gonggong (Schwamb, Brown และ Rabinowitz) ^{[ 11 ]} 2002 TC ₃₀₂ ( NEAT ), Eris (Brown, Trujillo และ Rabinowitz) ^{[ 12 ]} Sedna (Brown, Trujillo และ Rabinowitz) ^{[ 13 ]}และ474640 Alicanto ( Deep Ecliptic Survey ) ^{[ 14 ]}แม้ว่าจำนวนวัตถุในแถบไคเปอร์และจานกระจายจะถูกตั้งสมมติฐานว่ามีจำนวนใกล้เคียงกัน แต่ความลำเอียงในการสังเกตเนื่องจากระยะทางที่ไกลกว่าทำให้มีการสังเกต SDO น้อยกว่ามากจนถึงปัจจุบัน^{[ 15 ]}

วัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนที่รู้จักกันมักจะถูกแบ่งออกเป็นสองกลุ่มย่อย ได้แก่ แถบไคเปอร์และจานกระจาย^{[ 16 ]}มีการตั้งสมมติฐานเกี่ยวกับแหล่งกักเก็บวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนแหล่งที่สาม คือเมฆออร์ต แม้ว่าจะยังไม่มีการสังเกตการณ์โดยตรงที่ได้รับการยืนยันเกี่ยวกับเมฆออร์ตก็ตาม ^{[ 2 ]} นักวิจัยบางคนยังเสนอแนะเพิ่มเติมว่ามีพื้นที่เปลี่ยนผ่านระหว่างจานกระจายและเมฆออร์ตชั้นใน ซึ่งมี " วัตถุที่แยกตัวออกมา " อยู่^{[ 17 ]}

แถบไคเปอร์เป็นวงแหวน (หรือ "โดนัท") ของอวกาศที่ค่อนข้างหนา ขยายจากประมาณ 30 ถึง 50 AU ^{[ 18 ]} ประกอบด้วย วัตถุในแถบไคเปอร์ (KBO) สองกลุ่มหลัก ได้แก่วัตถุในแถบไคเปอร์แบบคลาสสิก (หรือ "คิวเบวาโน") ซึ่งอยู่ในวงโคจรที่ไม่ได้รับผลกระทบจากเนปจูน และวัตถุในแถบไคเปอร์แบบเรโซแนนซ์ซึ่งเนปจูนได้ล็อกไว้ในอัตราส่วนวงโคจรที่แม่นยำ เช่น 2:3 (วัตถุโคจรรอบสองครั้งต่อทุกๆ สามรอบการโคจรของเนปจูน) และ 1:2 (วัตถุโคจรรอบหนึ่งครั้งต่อทุกๆ สองรอบการโคจรของเนปจูน) อัตราส่วนเหล่านี้เรียกว่าเรโซแนนซ์วงโคจรซึ่งช่วยให้ KBO คงอยู่ได้ในบริเวณที่อิทธิพลแรงโน้มถ่วงของเนปจูนจะกำจัดออกไปตลอดอายุของระบบสุริยะ เนื่องจากวัตถุเหล่านี้ไม่เคยอยู่ใกล้เนปจูนมากพอที่จะถูกแรงโน้มถ่วงของเนปจูนกระจายออกไป ดาวฤกษ์ที่อยู่ในภาวะเรโซแนนซ์ 2:3 เรียกว่า " พลูติโน " เนื่องจากพลูโตเป็นสมาชิกที่ใหญ่ที่สุดในกลุ่ม ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่อยู่ในภาวะเรโซแนนซ์ 1:2 เรียกว่า " ทูติโน "

ตรงกันข้ามกับแถบไคเปอร์ ประชากรจานกระจายอาจถูกรบกวนโดยดาวเนปจูน^{[ 19 ]}วัตถุจานกระจายเข้ามาอยู่ในระยะแรงโน้มถ่วงของดาวเนปจูนเมื่อเข้าใกล้ที่สุด (~30 AU) แต่ระยะทางที่ไกลที่สุดนั้นไกลกว่านั้นหลายเท่า^{[ 17 ]}การวิจัยที่กำลังดำเนินอยู่^{[ 20 ]}ชี้ให้เห็นว่าเซนทอร์ ซึ่งเป็น ดาวเคราะห์น้อยน้ำแข็งประเภทหนึ่งที่โคจรระหว่างดาวพฤหัสบดีและดาวเนปจูน อาจเป็นเพียง SDO ที่ถูกดาวเนปจูนเหวี่ยงเข้าไปในบริเวณชั้นในของระบบสุริยะ ทำให้พวกมันเป็น "วัตถุกระจายแบบซิสเนปจูน" แทนที่จะเป็นวัตถุกระจายแบบทรานส์เนปจูน^{[ 21 ]}วัตถุบางชิ้น เช่น (29981) 1999 TD ₁₀ทำให้ความแตกต่างนั้นไม่ชัดเจน^{[ 22 ]}และศูนย์ดาวเคราะห์น้อย (MPC) ซึ่งจัดทำรายการวัตถุทรานส์เนปจูน ทั้งหมดอย่างเป็นทางการ ตอนนี้ได้ระบุเซนทอร์และ SDO ไว้ด้วยกัน^{[ 10 ]}

อย่างไรก็ตาม MPC ได้ทำการแยกความแตกต่างอย่างชัดเจนระหว่างแถบไคเปอร์และจานกระจาย โดยแยกวัตถุที่อยู่ในวงโคจรที่เสถียร (แถบไคเปอร์) ออกจากวัตถุที่อยู่ในวงโคจรที่กระจัดกระจาย (จานกระจายและเซนทอร์) ^{[ 10 ]}อย่างไรก็ตาม ความแตกต่างระหว่างแถบไคเปอร์และจานกระจายนั้นไม่ชัดเจน และนักดาราศาสตร์หลายคนมองว่าจานกระจายไม่ใช่ประชากรที่แยกต่างหาก แต่เป็นบริเวณด้านนอกของแถบไคเปอร์ อีกคำหนึ่งที่ใช้คือ "วัตถุแถบไคเปอร์ที่กระจัดกระจาย" (หรือ SKBO) สำหรับวัตถุในจานกระจาย^{[ 23 ]}

Morbidelli และ Brown เสนอว่าความแตกต่างระหว่างวัตถุในแถบไคเปอร์และวัตถุในจานกระจายคือวัตถุหลัง "ถูกขนส่งในแกนกึ่งเอกโดยการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดและห่างไกลกับเนปจูน" ^{[ 16 ]}แต่วัตถุแรกไม่ได้ประสบกับการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดเช่นนั้น การแบ่งแยกนี้ไม่เพียงพอ (ดังที่พวกเขาตั้งข้อสังเกต) ตลอดอายุของระบบสุริยะ เนื่องจากวัตถุที่ "ติดอยู่ในเรโซแนนซ์" สามารถ "เปลี่ยนจากเฟสการกระเจิงเป็นเฟสที่ไม่กระเจิง (และในทางกลับกัน) ได้หลายครั้ง" ^{[ 16 ]}กล่าวคือ วัตถุที่อยู่เลยเนปจูนไปสามารถเดินทางไปมาระหว่างแถบไคเปอร์และจานกระจายได้ตลอดเวลา ดังนั้น พวกเขาจึงเลือกที่จะกำหนดภูมิภาคแทนที่จะเป็นวัตถุ โดยกำหนดจานกระจายเป็น "ภูมิภาคของอวกาศวงโคจรที่วัตถุที่เคยพบกับเนปจูนสามารถไปเยือนได้" ภายในรัศมีของทรงกลมฮิลล์และแถบไคเปอร์เป็น "ส่วนเติมเต็ม ... ใน ภูมิภาค a > 30 AU" ซึ่งเป็นภูมิภาคของระบบสุริยะที่มีวัตถุที่มีแกนกึ่งเอกมากกว่า 30 AU ^{[ 16 ]}

ศูนย์ดาวเคราะห์น้อยจัดประเภทวัตถุ90377 Sedna ที่อยู่เลยดาวเนปจูนไป เป็นวัตถุจานกระจายไมเคิล อี. บราวน์ ผู้ค้นพบ ได้เสนอแนะว่าควรพิจารณาว่าเป็นวัตถุในเมฆออร์ตชั้นในมากกว่าที่จะเป็นสมาชิกของจานกระจาย เนื่องจากมี ระยะ ห่างจากจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด 76 AU ซึ่งไกลเกินกว่าจะได้รับผลกระทบจากแรงดึงดูดของดาวเคราะห์ชั้นนอก^{[ 24 ]}ภายใต้คำจำกัดความนี้ วัตถุที่มีระยะห่างจากจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดมากกว่า 40 AU สามารถจัดประเภทเป็นวัตถุที่อยู่นอกจานกระจายได้^{[ 25 ]}

เซดนาไม่ใช่วัตถุเพียงชิ้นเดียวที่มีลักษณะเช่นนี้: (148209) 2000 CR 105 (ค้นพบก่อนเซดนา) และ474640 อลิกันโตมีจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดที่อยู่ห่างจากดาวเนปจูน มากเกินไป จนไม่ได้รับอิทธิพลจากดาวเนปจูน สิ่งนี้ทำให้เกิดการอภิปรายในหมู่นักดาราศาสตร์เกี่ยวกับชุดดาวเคราะห์น้อยชุดใหม่ที่เรียกว่าจานกระจายขยาย ( E-SDO ) ^{[ 26 ]} 2000 CR _{105 อาจเป็นวัตถุในเมฆออร์ตชั้นในหรือ (มีแนวโน้มมากกว่า) วัตถุเปลี่ยนผ่านระหว่างจานกระจายและเมฆออร์ตชั้น} ^ในเมื่อไม่นานมานี้ วัตถุเหล่านี้ถูกเรียกว่า"แยกตัว" [ ^{27 ]}หรือวัตถุแยกตัวที่อยู่ไกล ( DDO ) ^{[ 28 ]}

ไม่มีขอบเขตที่ชัดเจนระหว่างบริเวณที่กระจัดกระจายและแยกตัวออก^{[ 25 ]} Gomes และคณะได้กำหนด SDO ว่ามี "วงโคจรที่เยื้องศูนย์สูง จุดใกล้ดวงอาทิตย์เกินเนปจูน และแกนกึ่งหลักเกินเรโซแนนซ์ 1:2" ตามคำจำกัดความนี้ วัตถุที่แยกตัวออกที่อยู่ไกลทั้งหมดเป็น SDO ^{[ 17 ]}เนื่องจากวงโคจรของวัตถุที่แยกตัวออกไม่สามารถเกิดขึ้นได้จากการกระเจิงของเนปจูน จึงมีการเสนอกลไกการกระเจิงทางเลือกอื่น ๆ รวมถึงดาวฤกษ์ที่ผ่าน^{[ 29 ] [ 30 ]}หรือวัตถุขนาดเท่าดาวเคราะห์ที่ อยู่ไกล ^{[ 28 ]}หรืออีกทางหนึ่ง มีการเสนอแนะว่าวัตถุเหล่านี้ถูกจับมาจากดาวฤกษ์ที่ผ่าน^{[ 31 ]}

แผนการที่นำเสนอโดยรายงานปี 2005 จากการสำรวจวงโคจรสุริยวิถีเชิงลึกโดย JL Elliott และคณะ แยกแยะระหว่างสองประเภท: วัตถุที่กระจัดกระจายใกล้ (เช่น SDO ทั่วไป) และ วัตถุ ที่กระจัดกระจายขยาย (เช่น วัตถุที่แยกตัว) ^{[ 32 ]}วัตถุที่กระจัดกระจายใกล้คือวัตถุที่มีวงโคจรไม่ตรงกับวงโคจรของดาวเคราะห์ ไม่ตัดกับวงโคจรของดาวเคราะห์ และมีพารามิเตอร์ Tisserand (เทียบกับเนปจูน) น้อยกว่า 3 ^{[ 32 ]}วัตถุที่กระจัดกระจายขยายมีพารามิเตอร์ Tisserand (เทียบกับเนปจูน) มากกว่า 3 และมีค่าความเยื้องศูนย์กลางเฉลี่ยตามเวลามากกว่า 0.2 ^{[ 32 ]}

การจำแนกประเภททางเลือก ซึ่งนำเสนอโดยBJ Gladman , BG Marsdenและ C. Van Laerhoven ในปี 2550 ใช้การรวมวงโคจร 10 ล้านปีแทนพารามิเตอร์ Tisserand ^{[ 33 ]}วัตถุจะมีคุณสมบัติเป็น SDO หากวงโคจรของมันไม่สั่นพ้อง มีแกนกึ่งเอกไม่เกิน 2000 AU และในระหว่างการรวม แกนกึ่งเอกของมันแสดงการเบี่ยงเบน 1.5 AU หรือมากกว่า^{[ 33 ]} Gladman และคณะเสนอคำว่าวัตถุจานกระจายเพื่อเน้นย้ำถึงความคล่องตัวในปัจจุบันนี้^{[ 33 ]}หากวัตถุไม่ใช่ SDO ตามคำจำกัดความข้างต้น แต่ความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรมากกว่า 0.240 มันจะถูกจัดประเภทเป็นTNO ที่แยกตัวออก^{[ 33 ]} (วัตถุที่มีความเยื้องศูนย์น้อยกว่าถือเป็นวัตถุคลาสสิก) ในแผนภาพนี้ จานจะขยายจากวงโคจรของดาวเนปจูนไปจนถึง 2000 AU ซึ่งเป็นบริเวณที่เรียกว่าเมฆออร์ตชั้นใน

จานกระจายเป็นสภาพแวดล้อมที่มีพลวัตมาก^{[ 15 ]}เนื่องจากพวกมันยังคงสามารถถูกรบกวนโดยดาวเนปจูนได้ วงโคจรของ SDO จึงอยู่ในอันตรายจากการถูกรบกวนอยู่เสมอ ไม่ว่าจะถูกส่งออกไปด้านนอกสู่เมฆออร์ตหรือเข้ามาด้านในสู่กลุ่มเซนทอร์และในที่สุดก็เข้าสู่กลุ่มดาวหางตระกูลดาวพฤหัสบดี^{[ 15 ]}ด้วยเหตุนี้ Gladman และคณะจึงนิยมเรียกบริเวณนี้ว่าจานกระจายมากกว่าที่จะเรียกว่ากระจาย^{[ 33 ]}ต่างจากวัตถุในแถบไคเปอร์ (KBO) วงโคจรของวัตถุในจานกระจายสามารถเอียงได้มากถึง 40° จากระนาบสุริยวิถี^{[ 34 ]}

โดยทั่วไป SDO จะมีลักษณะเฉพาะคือวงโคจรที่มีความเยื้องศูนย์ปานกลางและสูง โดยมีแกนกึ่งเอกมากกว่า 50 AU แต่จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดของพวกมันจะทำให้พวกมันอยู่ในอิทธิพลของเนปจูน^{[ 35 ]}การมีจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดประมาณ 30 AU เป็นหนึ่งในลักษณะเฉพาะของวัตถุที่กระจัดกระจาย เนื่องจากทำให้เนปจูนสามารถส่งอิทธิพลแรงโน้มถ่วงได้^{[ 8 ]}

วัตถุคลาสสิก ( คิวเบวาโน ) แตกต่างจากวัตถุที่กระจัดกระจายอย่างมาก: มากกว่า 30% ของคิวเบวาโนทั้งหมดอยู่ในวงโคจรที่มีความเอียงต่ำและเกือบเป็นวงกลม โดยมีค่าความเยื้องศูนย์กลางสูงสุดที่ 0.25 ^{[ 36 ]}วัตถุคลาสสิกมีค่าความเยื้องศูนย์กลางตั้งแต่ 0.2 ถึง 0.8 แม้ว่าความเอียงของวัตถุที่กระจัดกระจายจะคล้ายกับ KBO ที่สุดขั้ว แต่มีวัตถุที่กระจัดกระจายเพียงไม่กี่ชิ้นที่มีวงโคจรใกล้กับสุริยวิถีมากเท่ากับประชากร KBO ส่วนใหญ่^{[ 15 ]}

แม้ว่าการเคลื่อนที่ในจานกระจายจะเป็นแบบสุ่ม แต่ก็มีแนวโน้มที่จะไปในทิศทางที่คล้ายคลึงกัน ซึ่งหมายความว่า SDO สามารถติดอยู่ในสภาวะเรโซแนนซ์ชั่วคราวกับเนปจูนได้ ตัวอย่างของวงโคจรเรโซแนนซ์ที่เป็นไปได้ภายในจานกระจาย ได้แก่ 1:3, 2:7, 3:11, 5:22 และ 4:79 ^{[ 17 ]}

แผ่นดิสก์ที่กระจัดกระจายยังคงเข้าใจได้ไม่ดีนัก: ยังไม่มีแบบจำลองการก่อตัวของแถบไคเปอร์และแผ่นดิสก์ที่กระจัดกระจายที่สามารถอธิบายคุณสมบัติที่สังเกตได้ทั้งหมด^{[ 16 ]}

ตามแบบจำลองร่วมสมัย จานกระจายตัวก่อตัวขึ้นเมื่อ วัตถุ ในแถบไคเปอร์ (KBOs) ถูก "กระจาย" เข้าสู่ วง โคจรวงรีและ วงโคจร เอียงโดยปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงกับเนปจูนและดาวเคราะห์ชั้นนอกอื่นๆ[ 37 ^{]ระยะเวลา}ที่กระบวนการนี้เกิดขึ้นยังคงไม่แน่นอน สมมติฐานหนึ่งประมาณการว่าระยะเวลาเท่ากับอายุทั้งหมดของระบบสุริยะ^{[ 38 ]}สมมติฐานที่สองระบุว่าการกระจายตัวเกิดขึ้นค่อนข้างเร็วในช่วงยุคการอพยพ ช่วงแรกของเนปจูน ^{[ 39 ]}

แบบจำลองสำหรับการก่อตัวอย่างต่อเนื่องตลอดอายุของระบบสุริยะแสดงให้เห็นว่าที่เรโซแนนซ์อ่อนภายในแถบไคเปอร์ (เช่น 5:7 หรือ 8:1) หรือที่ขอบเขตของเรโซแนนซ์ที่แข็งแกร่งกว่า วัตถุสามารถพัฒนาความไม่เสถียรของวงโคจรที่อ่อนแอได้ในช่วงหลายล้านปี โดยเฉพาะอย่างยิ่งเรโซแนนซ์ 4:7 มีความไม่เสถียรสูง วัตถุในแถบไคเปอร์ยังสามารถถูกเปลี่ยนไปสู่วงโคจรที่ไม่เสถียรได้จากการผ่านใกล้ของวัตถุมวลมาก หรือผ่านการชนกัน เมื่อเวลาผ่านไป จานกระจายจะค่อยๆ ก่อตัวขึ้นจากเหตุการณ์ที่แยกตัวเหล่านี้^{[ 17 ]}

การจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ยังชี้ให้เห็นถึงการก่อตัวของจานกระจายที่รวดเร็วและเร็วกว่า ทฤษฎีสมัยใหม่ระบุว่าทั้งยูเรนัสและเนปจูนไม่สามารถก่อตัวขึ้นในตำแหน่งเดิมนอกดาวเสาร์ได้ เนื่องจากมีสสารดั้งเดิมอยู่เพียงเล็กน้อยในช่วงนั้นเพื่อสร้างวัตถุที่มีมวลมากเช่นนั้น ในทางกลับกัน ดาวเคราะห์เหล่านี้และดาวเสาร์อาจก่อตัวขึ้นใกล้กับดาวพฤหัสบดีมากกว่า แต่ถูกเหวี่ยงออกไปด้านนอกในช่วงวิวัฒนาการแรกของระบบสุริยะ อาจผ่านการแลกเปลี่ยนโมเมนตัมเชิงมุมกับวัตถุที่กระจัดกระจาย^{[ 40 ]}เมื่อวงโคจรของดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์เปลี่ยนไปเป็นเรโซแนนซ์ 2:1 (วงโคจรของดาวพฤหัสบดีสองวงต่อวงโคจรของดาวเสาร์หนึ่งวง) แรงดึงดูดรวมของพวกมันได้รบกวนวงโคจรของยูเรนัสและเนปจูน ส่งผลให้เนปจูนเข้าสู่ "ความโกลาหล" ชั่วคราวของแถบไคเปอร์ดั้งเดิม^{[ 39 ]}ขณะที่เนปจูนเคลื่อนที่ออกไป มันได้กระจายวัตถุที่อยู่นอกเนปจูนจำนวนมากไปยังวงโคจรที่สูงขึ้นและมีวงรีมากขึ้น^{[ 37 ] [ 41 ]}แบบจำลองนี้ระบุว่าวัตถุ 90% หรือมากกว่าในจานกระจายอาจถูก "ผลักดันเข้าสู่วงโคจรวงรีเหล่านี้โดยเรโซแนนซ์ของเนปจูนในช่วงยุคการย้ายถิ่นฐาน...[ดังนั้น] จานกระจายอาจจะไม่กระจายมากขนาดนั้น" ^{[ 40 ]}

^{วัตถุที่กระจัดกระจาย เช่นเดียวกับวัตถุอื่นๆ ที่อยู่เลย ดาว}เนปจูนออกไป มีความหนาแน่นต่ำและประกอบด้วยสารระเหย แช่แข็งเป็นส่วนใหญ่ เช่น น้ำและมีเทน [ ^{42 ]}การวิเคราะห์สเปกตรัมของแถบไคเปอร์และวัตถุที่กระจัดกระจายที่เลือกไว้ ได้เผยให้เห็นสัญญาณของสารประกอบที่คล้ายกัน ตัวอย่างเช่น ทั้งพลูโตและอีริส ต่างก็แสดงสัญญาณของมีเทน^{[ 43 ]}

เดิมทีนักดาราศาสตร์สันนิษฐานว่าประชากรทรานส์เนปจูนทั้งหมดจะแสดงสีพื้นผิวสีแดงที่คล้ายกัน เนื่องจากคิดว่ามีต้นกำเนิดมาจากภูมิภาคเดียวกันและอยู่ภายใต้กระบวนการทางกายภาพเดียวกัน^{[ 42 ]}โดยเฉพาะอย่างยิ่ง คาดว่า SDO จะมีมีเทนบนพื้นผิวจำนวนมาก ซึ่งถูกเปลี่ยนแปลงทางเคมีเป็นโทลินโดยแสงอาทิตย์จากดวงอาทิตย์ ซึ่งจะดูดซับแสงสีฟ้า ทำให้เกิดสีแดง^{[ 42 ]}วัตถุคลาสสิกส่วนใหญ่แสดงสีนี้ แต่มีวัตถุที่กระจัดกระจายบางส่วนที่ไม่แสดงสีนี้ แต่กลับมีลักษณะเป็นสีขาวหรือสีเทา^{[ 42 ]}

คำอธิบายหนึ่งคือการเปิดเผยชั้นใต้พื้นผิวที่ขาวกว่าเนื่องจากการชน อีกคำอธิบายหนึ่งคือระยะห่างที่มากขึ้นของวัตถุที่กระจัดกระจายจากดวงอาทิตย์ทำให้เกิดการไล่ระดับองค์ประกอบ ซึ่งคล้ายคลึงกับการไล่ระดับองค์ประกอบของดาวเคราะห์ภาคพื้นดินและดาวเคราะห์แก๊สยักษ์^{[ 42 ]}ไมเคิล อี. บราวน์ ผู้ค้นพบวัตถุที่กระจัดกระจายอีริส แนะนำว่าสีที่ซีดกว่าของมันอาจเป็นเพราะที่ระยะห่างปัจจุบันจากดวงอาทิตย์ ชั้นบรรยากาศของมีเทนถูกแช่แข็งทั่วทั้งพื้นผิว ทำให้เกิดชั้นน้ำแข็งสีขาวสว่างหนาหลายนิ้ว ในทางกลับกัน พลูโตซึ่งอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่า จะอุ่นพอที่มีเทนจะแข็งตัวเฉพาะในบริเวณที่เย็นกว่าและมีค่าอัลเบโด สูงเท่านั้น ทำให้บริเวณที่มีค่าอัลเบโดต่ำ ซึ่งปกคลุมด้วยโทลิ นไม่มีน้ำแข็ง^{[ 43 ]}

เดิมทีเชื่อกันว่าแถบไคเปอร์เป็นแหล่งกำเนิดของ ดาวหางสุริยวิถีของระบบสุริยะอย่างไรก็ตาม การศึกษาในภูมิภาคนี้ตั้งแต่ปี 1992 แสดงให้เห็นว่าวงโคจรภายในแถบไคเปอร์ค่อนข้างเสถียร และดาวหางสุริยวิถีมีต้นกำเนิดมาจากจานกระจาย ซึ่งโดยทั่วไปแล้ววงโคจรจะไม่ค่อยเสถียร^{[ 44 ]}

โดยทั่วไปแล้ว ดาวหางสามารถแบ่งออกได้เป็นสองประเภท คือ ดาวหางคาบสั้นและดาวหางคาบยาว โดยเชื่อกันว่าดาวหางคาบยาวมีต้นกำเนิดมาจากเมฆออร์ต ดาวหางคาบสั้นสองประเภทหลัก ได้แก่ดาวหางตระกูลดาวพฤหัสบดี (JFCs) และดาวหางประเภทฮัลเลย์ [ ^{15 ] ดาวหาง}ประเภทฮัลเลย์ ซึ่งตั้งชื่อตามต้นแบบคือดาวหางฮัลเลย์เชื่อกันว่ามีต้นกำเนิดมาจากเมฆออร์ต แต่ถูกดึงดูดเข้ามาในระบบสุริยะชั้นในด้วยแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ยักษ์^{[ 45 ]}ในขณะที่ดาวหาง JFCs เชื่อกันว่ามีต้นกำเนิดมาจากจานกระจัดกระจาย^{[ 19 ]}เชื่อกันว่าเซนทอร์เป็นขั้นกลางทางพลศาสตร์ระหว่างจานกระจัดกระจายและตระกูลดาวพฤหัสบดี^{[ 20 ]}

มีความแตกต่างมากมายระหว่าง SDO และ JFC แม้ว่าดาวหางตระกูลดาวพฤหัสบดีจำนวนมากอาจมีต้นกำเนิดมาจากจานกระจายก็ตาม แม้ว่าเซนทอร์จะมีสีแดงหรือสีกลางเหมือนกับ SDO จำนวนมาก แต่แกนกลางของพวกมันมีสีฟ้ากว่า ซึ่งบ่งชี้ถึงความแตกต่างทางเคมีหรือทางกายภาพพื้นฐาน^{[ 45 ]}สมมติฐานหนึ่งคือ แกนกลางของดาวหางได้รับการปรับพื้นผิวใหม่เมื่อเข้าใกล้ดวงอาทิตย์โดยวัสดุใต้พื้นผิวซึ่งต่อมาฝังวัสดุเก่าไว้^{[ 45 ]}

• รายชื่อดาวเคราะห์แคระที่เป็นไปได้
• รายชื่อวัตถุที่อยู่เลยดาวเนปจูนออกไป