エッジワース・カイパーベルト
エッジワース・カイパーベルト (Edgeworth-Kuiper belt)、または単にカイパーベルト (Kuiper belt) は、太陽系の海王星軌道 (太陽から約30 au) より外側からおよそ 50 au までの黄道面付近にある、天体が密集した穴の空いた円盤状の領域であり、星周円盤の一種である。小惑星帯 (メインベルト) と似ているが、範囲は20倍、質量は20から200倍と小惑星帯よりもはるかに大規模である。小惑星帯と同様、カイパーベルトは主に太陽系小天体か、太陽系が形成される際の残余物からなる。多くの小惑星が岩石と金属を主成分とする一方で、カイパーベルトの天体はその組成の大部分をメタンやアンモニア、水などの揮発性物質の凝縮物 (これらを「氷」と総称する) が占めている。カイパーベルトには、天文学者が一般的に準惑星と認めているほとんどの天体のうち冥王星とハウメア、マケマケが存在する。太陽系内にある衛星のいくつか、例えば海王星の衛星トリトンや土星の衛星フェーベは、カイパーベルトが起源である可能性がある。
エッジワース・カイパーベルトという名称は、オランダおよびアメリカ合衆国の天文学者ジェラルド・カイパー、およびアイルランドの天文学者ケネス・エッジワースに由来する。しかしカイパー自身はこの領域の存在を予測したわけではない。
1992年に冥王星(1930年発見)およびカロン(1978年発見)の発見以降初めてのカイパーベルト天体であるアルビオンが発見された。それ以降、カイパーベルト天体の発見個数は数千個にのぼり、直径が 100 km を超えるカイパーベルト天体は10万個以上存在すると予測されている。カイパーベルトは当初、軌道周期が200年未満の短周期彗星の主要な起源であると考えられた。1990年代中盤以降の研究では、カイパーベルトは力学的に安定であり、彗星の実際の起源は45億年前の海王星の外向き移動によって形成された、力学的に活発な (不安定な) 領域である散乱円盤であることが示されるようになった。エリスのような散乱円盤天体は非常に離心率が大きな軌道を持ち、太陽から 100 au ほど離れた遠方に到達する。
カイパーベルトは理論的に存在が予測されているオールトの雲とは異なる存在であり、オールトの雲はカイパーベルトの1000倍太陽から遠く、ほぼ球殻状に分布していると考えられている。カイパーベルト内の天体は、散乱円盤天体やオールトの雲、Hills cloud (もしくは内オールトの雲) の天体と合わせ、太陽系外縁天体 (trans-Neptunian objects, TNOs) と総称される。冥王星はカイパーベルトの中で最も大きく重い天体であり、太陽系外縁天体の中でこれより重いのは散乱円盤天体であるエリスのみである。冥王星は元々は惑星とみなされていたが、2006年に国際天文学連合による惑星の定義が行われた結果準惑星へと再分類され、カイパーベルトの一員とみなされるようになった。冥王星はカイパーベルト内の他の天体と組成的に類似しており、周辺の多数の天体と共にその軌道周期が海王星との2:3の軌道共鳴を起こしているという特徴を持つ。これらの天体は冥王星族と呼ばれる。
カイパーベルトおよび海王星は、ヘリオポーズおよび太陽の重力的影響がその他の恒星からの影響と同程度になる50000から125000程度の範囲と共に、太陽系の範囲を規定する際の基準のひとつとして扱われる場合がある。
1930年に冥王星が発見されて以降、多くの人が冥王星は孤独な存在ではないだろうと予測した。現在ではエッジワース・カイパーベルトと呼ばれているこの領域の存在については、数十年にわたって様々な形の仮説が提唱されてきた。その存在の初めての直接的な証拠が発見されたのは1992年になってからであった。カイパーベルトの性質についてそれまで提唱されてきた仮説は数多く多様なものであったため、誰が最初の提唱者であるかについて不確実な状態が続くこととなった。
太陽系外縁天体の存在を初めて示唆した天文学者は Frederick C. Leonardであった。1930年にクライド・トンボーによって冥王星が発見された後、Leonard は冥王星は海王星を超えた距離にある一連の天体のうち最初に存在が明るみに出たものであり、その他の天体はまだ発見されていないがいずれ検出される運命にあるのではないか、という問題提起を行った。天文学者のアーミン・ロイシュナーは同年、冥王星は「まだ発見されていない多数の長周期の惑星天体の一つである可能性がある」と示唆した。
1943年、ケネス・エッジワースは学術誌の『Journal of the British Astronomical Association』において、海王星よりも遠方では原始太陽系星雲にあった物質は間隔が広すぎるため惑星へと集積することができず、むしろ無数の小天体として存在しているという仮説を提唱した。エッジワースはこの仮説を元に、太陽系の惑星の軌道より遠方にある外縁領域は、非常に多数の同程度のサイズを持つ小さな天体で占められていると結論付け、時々それらの天体の一つが自身のいる領域から離れて太陽系の内部へと一時的に訪れるようになり、それが彗星になると考えた。
1951年、ジェラルド・カイパーは論文誌の『Astrophysics: A Topical Symposium』において、太陽系の進化の初期段階において同様の小天体による円盤が形成されたと推測した。しかしカイパーはそのような帯状の天体の集まりが現在も太陽系に存在しているとは考えなかった。カイパーは、その当時は一般的な認識であった「冥王星は地球サイズである」という仮定に基づき、これらの天体は冥王星によりオールトの雲や太陽系の外に散乱されてしまったと考えた。もしカイパーの仮説が正しかった場合、現在ではカイパーベルトは存在していないことになる。
この仮説はその後の数十年で様々な形をとった。1962年、物理学者のアルステア・キャメロンは太陽系のはずれには大量の小さい物質が存在するとの仮説を提唱した。1964年には彗星の構造について有名な「汚れた雪玉」仮説を広めたフレッド・ホイップルが、「彗星ベルト」は惑星Xの探査を引き起こす原因となった天王星の軌道のずれを説明できるほどに重いか、あるいは少なくとも既知の彗星の軌道に影響を及ぼす程度には重い可能性があると考えた。この仮説は観測により否定された。
1977年にチャールズ・トーマス・コワルが土星と天王星の軌道の間の軌道を持つ氷小惑星であるキロンを発見した。彼はクライド・トンボーがおよそ50年前に冥王星を発見するのに用いたものと同じ機器である、ブリンクコンパレータを用いた。1992年には似た軌道にある天体であるフォルスが発見された。現在では、ケンタウルス族と呼ばれる彗星に似た天体の集団が、木星と海王星の軌道の間の領域に存在することが知られている。ケンタウルス族の軌道は不安定であり、力学的な寿命は数百万年である。そのため1977年にキロンが発見された時から、天文学者は何らかの外側の領域から頻繁に天体が供給されているはずだと推測していた。
カイパーベルトの存在に関するさらなる証拠は、彗星の研究から明らかになった。彗星の寿命は有限であることが以前から知られていた。彗星が太陽に接近するにつれ、太陽の熱により表面の揮発性物質が宇宙空間へと昇華していき、徐々に消散していく。したがって彗星が太陽系の年齢の間にわたって見え続けるためには、どこかから頻繁に供給されていなければならない。そのような供給源の一つとして提唱されたのがおそらく太陽から 50000au 以遠に広がる球状の彗星の集まりであるオールトの雲であり、これは1950年にヤン・オールトによって初めて提唱されたものである。オールトの雲は、例えばヘール・ボップ彗星のような軌道周期が数千年に及ぶような長周期彗星の起源となる領域であると考えられている。
彗星には長周期彗星の他に、短周期彗星もしくは周期彗星として知られる、軌道周期が200年未満のグループも存在する。ハレー彗星などがその一例である。1970年代までに、短周期彗星が発見される頻度はこれらがオールトの雲のみに起源を持つと考えた場合とはますます矛盾するようになっていった。オールトの雲の天体が短周期彗星になるためには、まず最初に巨大惑星に捕獲される必要があると考えられる。1980年に『王立天文学会月報』に発表された論文において、ウルグアイの天文学者 Julio Ángel Fernández は、1つの短周期彗星がオールトの雲から太陽系の内部領域にまで送り込まれるためには、600個の天体が星間空間に放出される必要があると述べた。彼は観測された彗星の個数を説明するためには、太陽から 35 から 50 au の範囲に彗星ベルトが存在している必要があると推測した。Fernández による研究を元にして、1988年に Martin Duncan、Tom Quinn と Scott Tremaine によるカナダの研究チームは、観測された全ての彗星がオールトの雲に起源を持つかどうかを調べるための多数のコンピュータシミュレーションを行った。その結果、オールトの雲は全ての短周期彗星の供給源にはなり得ないことを発見した。特に、短周期彗星の軌道は太陽系の惑星が存在する平面に集中しているのに対し、オールトの雲に起源を持つ彗星は空のあらゆる方向から飛来する傾向がある。Fernández が述べたように彗星の「ベルト」の存在を仮定した場合、シミュレーションの結果は短周期彗星の観測と一致した。Fernández の論文の冒頭部分には "Kuiper" と "comet belt" という単語が登場したため、Tremaine はこの仮説上の領域を "Kuiper belt" (カイパーベルト) と名付けたとされている。
1987年、当時マサチューセッツ工科大学にいた天文学者のデビッド・C・ジューイットは、外部太陽系が一見何もないように見えることにますます困惑していた。ジューイットは当時大学院生であったジェーン・ルーに、冥王星軌道以遠にある天体を探す努力をするように勧めた。これは、ジューイットがルーに述べたように、「我々がやらなければ、誰もやらないだろう」と考えたからであった。アリゾナ州のキットピーク国立天文台とチリのセロ・トロロ汎米天文台にある望遠鏡を用いて、ジューイットとルーはクライド・トンボーとチャールズ・コワルが行っていたのとほぼ同じ方法で、ブリンクコンパレーターを用いて天体の探索を行った。探索を始めた初期は1組の写真乾板の調査を行うのにおよそ8時間を要していたが、CCDイメージセンサが用いられるようになってからはこの作業は高速化された。彼らの観測していた範囲は狭いものであったにもかかわらず、CCD を用いた場合は光を集める効率が良いだけではなく (写真の場合は到達した光の 10% しか捉えられないが、CCD の場合は 90% にもなる)、2枚の写真を比較するプロセスをコンピュータの画面で行うことが可能となった。現在では、CCD は天文学で用いられる大部分の検出器において基礎的なものである。1988年にジューイットはハワイ大学に異動した。ルーは後にハワイ大学のジューイットの元に合流し、マウナ・ケア山にあるハワイ大学の 2.24 メートル望遠鏡を用いた研究を行った。CCD の視野は最終的には 1024×1024 ピクセルに増え、探査をより速く行えるようになった。5年間の探査の末、ついにジューイットとルーは1992年8月30日にカイパーベルトの候補天体である 1992 QB の発見を公表した。6ヶ月後には、彼らは同じ領域にある2番目の天体 (181708) 1993 FW を発見した。2018年までに、2000個を超えるカイパーベルト天体が発見されている。
1992 QB (アルビオン) が発見されて以降、1992年から2012年の20年間で1000個を超える天体が帯状の領域に発見された。このことは、冥王星とアルビオンだけではない多数の天体の大きな帯状の分布が存在することを示している。2010年代まではカイパーベルトの全ての広がりと性質はほとんど分かっていなかった。2010年代後半になってようやく無人探査機ニュー・ホライズンズによる2つの太陽系外縁天体への接近観測が行われ、冥王星系やその他の外縁天体の非常に近距離での観測結果が得られた。
海王星以遠の領域における天体の存在が初めて判明した時点よりあとに行われた研究では、現在ではカイパーベルトと呼ばれている領域は短周期彗星の起源ではなく、代わりにカイパーベルトに関連した散乱円盤という天体の集団が起源であることが示されている。散乱円盤は海王星が外側に移動して、現在よりも太陽に近い距離にあった原始カイパーベルトに進入した際に形成されたと考えられる。この時に、軌道が影響を受けず力学的に安定な天体のグループ (厳密な意味でのカイパーベルト)、および近日点が依然として海王星に近く、海王星によって軌道が乱されうる天体のグループ (散乱円盤) が形成された。散乱円盤にある天体は力学的に活発で、カイパーベルトにある天体は力学的に比較的安定であるため、現在では散乱円盤が周期彗星の起源として最も可能性が高いと考えられている。
英語では単にカイパーベルトとだけ呼ばれる場合が多く、その場合は属する天体はカイパーベルト天体(Kuiper belt object)と呼ばれ、KBO と略される。しかし時折、エッジワースの功績を評価してエッジワース・カイパーベルトと呼ばれる場合もあり、この場合は属する天体はエッジワース・カイパーベルト天体(Edgeworth-Kuiper belt object)と呼ばれ、EKO もしくは EKBO と略される。天文学者のブライアン・マースデンは「エッジワースもカイパーも今我々が見ているような遠方について記述したことは無いが、フレッド・ホイップルは行った」と述べ、エッジワースとカイパーのどちらも真の功績にはふさわしくないと主張した。またデビッド・C・ジューイットは、「どちらかと言えば…カイパーベルトを予測した功績に最も近いのは Fernández である」と述べている。
先述の通り、カイパーは太陽系の形成初期段階には遠方に帯状の小天体の分布が存在したという予測は行ったが、現在の太陽系におけるカイパーベルトの存在を予測したわけではない。現在では、カイパー以外の様々な天文学者によってこの小天体グループの存在が予測されていたことが認識されている。またエッジワースもこの領域の存在を初めて予言したわけではなく、最も早い言及は Leonard によるものとされる。
カイパーベルト天体は、クライド・トンボーが提案した名称である "kuiperoids" と呼ばれる場合もある。また、いくつかの科学者グループではこの領域にある天体に対する呼称として、カイパーの名を含まない "trans-Neptunian object (TNO)" (日本語では太陽系外縁天体が相当する) を推奨している。これは、TNO という呼称の方が他の全ての用語よりも論争が少ないためである。しかし TNO は海王星の軌道より遠方を公転する全ての天体を含む呼称であるが、カイパーベルトはそうではないため、厳密な類義語ではない。
日本語ではエッジワースの名も含めた「エッジワース・カイパーベルト」と呼ばれる場合が多いが、単に「カイパーベルト」とだけ呼ばれる場合もある。
エッジワース・カイパーベルトは、周辺の領域を含んだ場合 (ただし散乱円盤は除く)、太陽からおおむね 30 au から 55 au の範囲にまで広がっている。ベルトの主要領域は、39.5 au の海王星との 2:3 平均運動共鳴の位置から、およそ 48 au の 1:2 共鳴の範囲であると広く受け入れられている。カイパーベルトは非常に分厚い分布を持っており、主要な天体は黄道面から10度程度の広がりを持ち、さらに数倍の広がりを持つまばらな分布も見られる。全体的な構造としては、帯状というよりもトーラスやドーナツ形状により似ている。平均的な軌道は黄道から1.86度傾いている。
海王星の存在は、軌道共鳴を介してカイパーベルトの構造に大規模な影響を及ぼす。太陽系の年齢に匹敵する時間スケールで、海王星の重力はある特定の領域にある天体の軌道を不安定化し、それらを太陽系の内側領域へ送り込むか、あるいは散乱円盤や太陽系の外側の星間空間に追いやったりする。そのためカイパーベルトには、小惑星帯のカークウッドの空隙に似た明確な空隙が生じる。例えば 40 - 42 au の領域では太陽系の年齢にわたって安定な軌道を取り続けられる天体は存在せず、その範囲内に観測されるあらゆる天体は比較的最近になってその領域に移動してきた天体である。
およそ 42-48 au の海王星との 2:3 共鳴と 1:2 共鳴の間の領域では、海王星との重力相互作用を起こす時間スケールは非常に長く、この領域内の天体の軌道は本質的には変化させられずに存在し続けることができる。この領域は「古典的カイパーベルト」として知られており、観測されているカイパーベルト天体のうちおよそ3分の2を占める。ここに属する天体で最初に発見されたものはアルビオンであるが、長い間にわたって仮符号 の 1992 QB1 と呼ばれていた。そのため、古典的カイパーベルト天体はしばしば "QB1" から取られた「キュビワノ族」と呼ばれることがある。国際天文学連合 (IAU) によって確立されたガイドラインでは、古典的カイパーベルトに属する天体に対する命名は、創造に関連した神話上の存在から与えることとしている。
古典的カイパーベルトは2つの異なるグループから構成されていると考えられる。1つ目は「力学的に冷たい」(dynamically cold) グループとして知られており、それらの軌道はより惑星のものと似ている。つまりほぼ円軌道で軌道離心率は0.1よりも小さく、最大でも10度と小さい軌道傾斜角を持つ。冷たいグループは「カーネル」(kernel) と呼ばれる天体の密集領域を含み、この領域は軌道長半径が 44–44.5 au の範囲に存在している。2つ目は「力学的に熱い」(dynamically hot) グループであり、軌道は黄道面から最大で30度と大きく傾いている。これら2つの「力学的に冷たい/熱い」という用語は温度の違いを表しているわけではなく、高温になると相対速度が上昇する気体中の粒子に対する比喩として名付けられたものである。
2つのグループは軌道の分布が異なるだけではなく、冷たい集団はより赤く明るい傾向にあるなど色とアルベドに違いが見られ、また連星になっている天体が多い、サイズ分布が異なる、非常に大きい天体が欠乏しているなどの違いも見られる。力学的に冷たいグループの天体の総質量は、熱い天体の質量のおよそ30分の1である。色の違いは組成の違いを反映していると考えられ、2つのグループは異なる領域で形成されたことを示唆する。力学的に熱いグループは海王星のかつての軌道の近くで形成され、巨大惑星の軌道移動の最中に散乱された天体群であるという説が提唱されている。一方で力学的に冷たいグループは、多かれ少なかれ現在の位置で形成されたと考えられている。これは、冷たいグループに見られる重力的に緩く結びついた連星は、海王星と遭遇した際に連星が破壊され生き延びることが出来ないだろうと考えられるからである。太陽系形成の有力な仮説であるニースモデルはグループ間の組成の違いを少なくとも部分的には説明できるように思われるが、色の違いは天体表面の進化の違いを反映している可能性があるとも示唆されている。
天体の軌道周期が海王星の軌道周期と正確な整数比になっている場合 (平均運動共鳴と呼ばれる状態)、天体は海王星と同期した運動に固定され、海王星との相対的な位置が適切である場合は軌道が乱されない状態となる。例えば、海王星が太陽を3周する間に太陽を2周するある天体があり、その天体が近日点に近づいたとき海王星がその天体から軌道の4分の1離れた位置にあった場合、その天体が近日点に戻ってきた時には海王星は必ず天体から軌道の4分の1離れた位置にいることになる。これは 2:3 共鳴として知られており、海王星との共鳴の場合はこれが起きる天体の軌道長半径はおよそ 39.4 au である。この共鳴に入っている天体は冥王星やその衛星を含め200個程度が知られている。このグループに属している天体は冥王星族と呼ばれる。冥王星を含む冥王星族の天体の多くは海王星と交差する軌道を持つが、この軌道共鳴のため決して海王星と近接することはない。冥王星族の天体は軌道離心率が大きく、このことは冥王星族の天体は元から現在の軌道に存在していたのではなく、軌道移動を起こす海王星によって偶然に現在の軌道まで運ばれたものであることを示唆している。IAU のガイドラインでは、冥王星と同様に全ての冥王星族の天体は冥界の神から命名されることとしている。
海王星との 1:2 共鳴、すなわち海王星が一周する間に太陽の周りを半周する天体は、軌道長半径がおよそ 47.7 au にあり、2:3 共鳴にある天体と比較すると分布はまばらである。この共鳴に入っている天体はトゥーティノ族と呼ばれる場合がある。その他の共鳴天体としては、3:4、3:5、4:7、2:5 共鳴に入っているものがある。海王星はそのラグランジュ点のうち軌道に先行した位置と後行する位置の重力的に安定な領域に、多くのトロヤ群天体を持つ。これらの天体は海王星と 1:1 の平均運動共鳴を起こしており、しばしば非常に安定な軌道を持つ。
また、軌道長半径が 39 au 未満の天体は数が比較的少ないが、これは現在の共鳴では明らかに説明ができない。この原因として現在受け入れられている仮説は、海王星が外側へ移動するにつれて不安定な軌道共鳴がこの領域を徐々に通過したため、この領域にある天体は共鳴によって掃き出されたか、もしくは重力的に弾き出されたかしたというものである。
海王星との 1:2 共鳴の位置 (トゥーティノ族が分布する軌道長半径) である 47.8 au 以遠では天体がほとんど分布しておらず、カイパーベルトの分布の縁になっているように見える。これがカイパーベルトの実際の外縁に相当するのか、あるいは広い空隙の始まりであるのかははっきりとは分かっていない。およそ 55 au の、古典的なカイパーベルトよりずっと外側の 2:5 共鳴の位置に天体が発見されている。これらの共鳴の間の古典的な軌道に多数の天体が存在するという予測は、観測では検証されていない。
天王星と海王星を形成するのに必要な初期質量の推定、および冥王星と同程度の天体を形成するのに必要な初期質量の推定に基づき、カイパーベルトの初期のモデルでは 50 au 以遠では大きな天体の数は2倍程度に増えることが示唆されていた。そのため、50au問題(英語圏ではKuiper cliffとも)として知られる天体個数の急激な減少は予想されていなかったものであり、この原因は今のところ不明である。2003年に Bernstein らによって、50 au 以遠での直径 100 km 以上の天体の急激な減少は観測バイアスではなく実際の分布であるという証拠が発見された。考えられる可能性としては、その距離にある物質は非常に少ないか、あるいは散乱されすぎたせいで大きな天体として集積していない、またはその後の進化過程でこの領域から取り除かれたか破壊されたというシナリオがある。神戸大学のパトリック・リカフィカは、未発見の大きな惑星、おそらくは地球か火星サイズの天体が、その原因となっている可能性があると主張した。
エッジワース・カイパーベルトとその複雑な構造の詳細な起源は未だに分かっておらず、天文学者はパンスターズや将来的な大型シノプティック・サーベイ望遠鏡などによる広視野のサーベイ望遠鏡での観測によって、現在は未発見のカイパーベルト天体の存在が明らかにされることを望んでいる。これらのサーベイによって、カイパーベルトの起源などの疑問の解決を助けるデータが提供されることが期待される。
カイパーベルトは、太陽の周囲に存在した原始惑星系円盤の中で完全に惑星へと集積することが出来ず、代わりに小天体を形成することになった破片である微惑星からなると考えられており、最も大きい天体は直径が 3000 km 未満である。冥王星とカロンのクレーター個数の研究からは小さいクレーターが欠乏していることが明らかになっており、カイパーベルトの天体はずっと小さい 1 km サイズの天体が集積して形成されたのではなく、直径が数十 km の範囲の大きな天体として直接形成されたことが示唆されている。このような大きな天体を形成するメカニズムとして、乱流がある原始惑星系円盤内に形成された渦の間に濃集した小石サイズの粒子 (ペブル) の雲の重力収縮や、ストリーミング不安定性などが提唱されている。これらの収縮する雲は途中で分裂する場合があり、この場合連星を形成する。
ニースモデルなどの近年のコンピュータシミュレーションでは、カイパーベルトは木星と海王星の強い影響を受けたことが示されており、また天王星と海王星はどちらも現在の軌道で形成されていないことも示唆されている。これは現在の両惑星の軌道では大きな天体を形成できるような大量の物質は存在しなかったと考えられるためである。その代わりに、これらの惑星は木星に近い位置で形成されたと推定されている。太陽系の初期に巨大惑星が微惑星を散乱することにより、巨大惑星の移動が引き起こされた。土星、天王星、海王星は外側へ移動する一方で、木星は内側へ移動した。その後、木星と土星が 1:2 の軌道共鳴を起こす位置に達し、土星が太陽の周りを一周する間に木星が二周する状態となる。このような共鳴の重力的な影響は最終的に天王星と海王星の軌道を不安定化し、これらの軌道を原始微惑星円盤と交差する離心率の大きな軌道へと散乱した。散乱された直後の海王星の軌道は非常に離心率が大きいものであり、海王星との平均運動共鳴を起こす領域は複数の共鳴が重なり、結果として微惑星の軌道はカオス的に進化した。微惑星が海王星との 1:2 共鳴の位置まで外側へと移動することにより、軌道傾斜角の小さい、力学的に冷たい天体のグループが形成されたと考えられる。海王星の軌道離心率が減衰した後、海王星の軌道は現在の位置へと向かって外側へ拡大した。この惑星移動の過程で多くの微惑星が共鳴に捕獲されて現在まで共鳴天体として残り、その他の天体は傾斜角が大きく離心率が小さい軌道へ進化し、共鳴を逃れて安定な軌道となった。大量の微惑星が内側の軌道へと散乱され、それらの一部は木星のトロヤ群天体となり、巨大惑星を公転する不規則衛星となり、外部の小惑星となった。残ったものは再び木星によって散乱され、大部分は太陽系から弾き出され、カイパーベルトの天体は初期の個数から 99% 以上が失われたと考えられる。
現在最もポピュラーな太陽系形成モデルであるニースモデルの原型では、「冷たい」グループや「熱い」グループ、共鳴天体、散乱円盤天体などのカイパーベルトの多くの特徴を再現することが出来たが、これらの分布の特徴の一部は依然として説明できていない。ニースモデルでは古典的カイパーベルト天体の平均離心率を 0.10–0.13 と予測しているのに対し、観測値は 0.07 と小さい値となっている。またモデルで予測される軌道傾斜角の分布は、観測と比べて傾斜角が大きい天体が非常に少ないという食い違いもある。また力学的に冷たいグループで多く見られる、距離が離れており重力的に緩く結びついている連星天体の存在頻度もモデルでは説明できていない。モデルではこれらの緩い連星は海王星との遭遇の際に分離してしまうと予測される。そのため、冷たいグループは現在の位置で形成されており、太陽系内の小天体のグループの中で本当の意味での唯一の局所的なグループ (軌道移動を経験していない天体群) であるとする意見もある。