散乱円盤天体
散乱円盤天体（さんらんえんばんてんたい、）は、太陽系の遠方領域にまばらな円盤状に分布する氷主体の太陽系小天体の一種であり、太陽系外縁天体の一角をなす。これらの天体が構成する星周円盤は散乱円盤 () と呼ばれる。散乱円盤天体の軌道離心率は最大で 0.8 程度、軌道傾斜角は最大で 40° であり、近日点は 30 au (4.5 km) よりも遠い。散乱円盤天体が持つ極端な軌道は巨大惑星による重力散乱の結果であると考えられ、これらの天体は海王星からの摂動の影響にさらされ続けている。
最も近い散乱円盤天体は太陽から 30-35 au の距離にまで接近するが、これらの天体の軌道は 100 au を超える領域にまで到達する。そのため散乱円盤天体は太陽系の中でも極めて低温で遠方の天体である。散乱円盤の最も内側部分はエッジワース・カイパーベルトと呼ばれるトーラス状の天体の分布と重複しているが、外側部分は太陽から遥かに離れた位置にまで広がっており、カイパーベルト天体と比べて黄道面よりもずっと離れる軌道を持つ。
散乱円盤天体の軌道は不安定であるため、現在では天文学者は散乱円盤の領域が太陽系内の大部分の周期彗星の起源であると考えている。また木星と海王星の間に存在する氷天体の集団であるケンタウルス族天体は、散乱円盤から内太陽系へと軌道が遷移している最中の中間的な段階であると考えられている。最終的には、巨大惑星からの摂動によってこれらの天体は太陽に近い領域に送られ、周期彗星となる。存在が提唱されているオールトの雲の多くの天体も、散乱円盤に起源を持つと考えられている。分離天体と呼ばれるグループの分布は散乱円盤天体とは明確には分かれておらず、セドナなどいくつかの天体は散乱円盤天体に含まれるとみなす場合もある。