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 ]}

Comets can loosely be divided into two categories: short-period and long-period—the latter being thought to originate in the Oort cloud. The two major categories of short-period comets are Jupiter-family comets (JFCs) and Halley-type comets.^[15] Halley-type comets, which are named after their prototype, Halley's Comet, are thought to have originated in the Oort cloud but to have been drawn into the inner Solar System by the gravity of the giant planets,^[45] whereas the JFCs are thought to have originated in the scattered disc.^[19] The centaurs are thought to be a dynamically intermediate stage between the scattered disc and the Jupiter family.^[20]

There are many differences between SDOs and JFCs, even though many of the Jupiter-family comets may have originated in the scattered disc. Although the centaurs share a reddish or neutral coloration with many SDOs, their nuclei are bluer, indicating a fundamental chemical or physical difference.^[45] One hypothesis is that comet nuclei are resurfaced as they approach the Sun by subsurface materials which subsequently bury the older material.^[45]

• List of possible dwarf planets
• List of trans-Neptunian objects