Dağınık disk
Neptün ötesi uzayın altkümeleri > Dağınık disk ve Kuiper Kuşağı karşılaştırması

Ayrıca bakınız: Kuiper kuşağı
Kuiper kuşağı, Kuiper kuşağı nesnelerinin (KBO'lar) iki ana popülasyonunu içeren yaklaşık 30 ila 50 AU arasında uzanan nispeten kalın bir simit şekilli uzaydır. Neptün tarafından etki edilemeyecek yörüngelerde bulunan klasik Kuiper kuşağı nesneleri (ya da “cubewanolar”) ve Neptün'ün 2:3 (her üç Neptün yörüngesi için nesnenin iki kez dönmesi) ve 1:2 (her iki Neptün yörüngesi için nesnenin bir kez dönmesi) gibi kesin bir yörünge oranına kilitlediği rezonans Kuiper kuşağı cisimlerinden oluşur. Yörünge rezonansları olarak adlandırılan bu oranlar, KBO'ların Neptün'ün yerçekimsel etkisinin Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca temizleyeceği bölgelerde kalmasına izin verir, çünkü nesneler asla Neptün'e dışa veya içe doğru saçılacak kadar yakın değildir. Plüton kendi grubunun en büyük üyesi olduğu için, Neptün ile 2:3 rezonansında olanlar “plutinolar” olarak bilinirken, 1:2 rezonansında olanlar ise “twotinolar” olarak bilinir.
Kuiper kuşağından farklı olarak dağınık disk popülasyonu Neptün tarafından tedirgin edilebilen cisimlerden oluşur. Dağınık disk cisimleri en yakın yaklaşımlarında (~30 AU) Neptün'ün çekim alanına girerler, ancak en uzak mesafeleri bunun kat kat fazlasına ulaşır. Devam eden araştırmalar, Jüpiter ve Neptün arasında yörüngede dolanan buzlu bir küçük gezegen sınıfı olan centaurların, Neptün tarafından Güneş Sistemi'nin iç kısımlarına fırlatılan SDO'lar olabileceğini ve bu durumun da onları Neptün ötesi dağınık nesnelerden ziyade “cis-Neptünyen” olarak adlandırılan başka bir sınıfa dahil edilmesi gerekeceğini öne sürmektedir. (29981) 1999 TD10 gibi bazı nesneler bu ayrımı bulanıklaştırmaktadır ve tüm Neptün ötesi nesneleri resmi olarak kataloglayan Küçük Gezegen Merkezi (MPC) artık centaurları ve SDO'ları birlikte listelemektedir.
Ancak MPC, Kuiper kuşağı ile dağınık disk arasında belirgin bir ayrım ortaya koymakta ve kararlı yörüngelerdeki nesneleri (Kuiper kuşağı) dağınık yörüngelerdekilerden (dağınık disk ve sentorlar) ayırmaktadır. Ancak Kuiper kuşağı ile dağınık disk arasındaki fark kesin değildir ve birçok gök bilimci dağınık diski ayrı bir popülasyon olarak değil, Kuiper kuşağının dışa doğru uzanan bir bölgesi olarak görmektedir. Dağınık diskteki cisimler için kullanılan bir diğer terim ise “dağınık Kuiper kuşağı cismi ”dir (veya SKBO).
Morbidelli ve Brown, Kuiper kuşağındaki cisimler ile dağınık disk cisimleri arasındaki farkın, ikinci cisimlerin “Neptün ile yakın ve uzak karşılaşmalarla yarı büyük eksende taşınması” olduğunu, ancak ilkinin böyle yakın karşılaşmalar yaşamadığını öne sürmektedir. Bu tanımlama (belirttikleri gibi) Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca yetersiz kalmaktadır, çünkü “rezonanslara hapsolmuş” cisimler “saçılma evresinden saçılmama evresine (ya da tam tersi) birçok kez geçebilir”. Yani, Neptün ötesi cisimler zaman içinde Kuiper kuşağı ile saçılan disk arasında gidip gelebilir. Bu nedenle, bilim insanları nesneler yerine bölgeleri tanımlamayı tercih etmiş, saçılan diski bir Hill küresinin yarıçapı içinde “Neptün'le karşılaşmış cisimler tarafından ziyaret edilebilen yörünge uzayı bölgesi” ve Kuiper kuşağını da “a > 30 AU bölgesindeki tamamlayılar” olarak tanımlamışlardır; bu da Güneş Sistemi'nin yarı büyük eksenleri 30 AU'dan büyük olan cisimler tarafından doldurulan bölgesidir.