エッジワース・カイパーベルト
ニースモデルの改良版 (Five-planet Nice model) では、太陽系は平均運動共鳴鎖で繋がった巨大氷惑星をもう一つ持つ、5つの巨大惑星を持つ系として誕生したという説が提唱されている。このモデルでは、太陽系形成から4億年後に軌道共鳴鎖が破壊される。氷惑星は外側の微惑星円盤へと散乱されるのではなく、まず外側へ数 au 移動する。この収束的な惑星移動によりその後共鳴交差が発生し、惑星の軌道は不安定化される。「余分な」巨大氷惑星は土星と遭遇してより内側の木星軌道と交差する軌道へと散乱され、惑星との一連の近接遭遇を経たあと太陽系から放出される。残された惑星は微惑星円盤がほとんど枯渇するまで移動を継続し、最終的に様々な場所に少数の微惑星が残される。
元々のニースモデルと同様、小天体は海王星が外側へと移動する過程で海王星との共鳴に捕獲される。いくつかは共鳴に捕獲された状態にとどまり、その他は傾斜角が大きく離心率が小さい軌道へと進化した後に安定な軌道へと移り、力学的に熱い古典的カイパーベルトを形成する。熱いグループの軌道傾斜角の分布は、海王星が 24 au から 30 au まで、3000 万年の時間スケールで移動したと仮定すると再現することが出来る。海王星が 28 au まで移動した時、3 体目の巨大氷惑星との重力的な遭遇を経験する。力学的に冷たいグループから海王星との 1:2 平均運動共鳴に捕獲された多数の天体は、この遭遇の際に海王星の軌道長半径が外側へ「ジャンプ」する際に共鳴から外れて取り残され、44 au 付近に集中したカーネルと呼ばれる天体グループが形成される。冷たいグループに属する天体には、現在の位置よりも近い領域に起源を持つ、緩く結びついた「青い」連星が含まれる。この遭遇の最中に海王星の離心率が小さいままであれば、元々のニースモデルで予測されていたカオス的な軌道進化を回避することができ、初期の冷たいグループの軌道は保持される。海王星の軌道移動の後期において、平均運動共鳴の位置が微惑星円盤の領域をゆっくりと移動することによって、力学的に冷たい円盤から離心率の大きな天体が取り除かれ、これらのグループの離心率分布が再現される。
カイパーベルト天体は太陽や主要な惑星から離れているため、他の太陽系天体を形作ったり変化させたりした過程に比較的影響を受けていないと考えられている。したがって、これらの天体の組成を決定することで、太陽系の最も初期の組成に関する相当量の情報を得ることができる。天体が小さい上に地球から非常に離れているため、カイパーベルト天体の化学組成を知るのは非常に難しい。天文学者が天体の組成を決定する主な手法は分光観測である。天体からの光を波長ごとの要素の色に分解すると、虹に似た画像が生成される。この画像はスペクトルと呼ばれる。異なる物質は異なる波長の光を吸収し、特定の天体のスペクトルが得られた場合、その天体に存在する物質がその特定の波長の光を吸収した位置に暗い線 (吸収線と呼ばれる) が現れる。全ての元素や化合物はそれぞれ固有の分光学的特徴を持っており、ある天体の全スペクトルを解析することによって、天文学者はその組成を決定することが出来る。
スペクトルの分析から、カイパーベルト天体は岩石と氷の混合体であり、氷成分は水やメタン、アンモニアなど多くの成分を含むと考えられる。カイパーベルトの温度はわずか 50 K 程度であり、太陽の近くでは気体である多くの化合物は固体として存在する。天体の密度や岩石と氷の比率は、直径と質量が測定されている少数の天体でのみ判明している。カイパーベルト天体の直径は、ハッブル宇宙望遠鏡のような高分解能の望遠鏡による撮像観測や、天体が恒星の手前を通過する掩蔽のタイミング、そして最も一般的な手法としては赤外線の放射から計算される天体のアルベドを用いて決定することができる。質量は天体が持つ衛星の軌道長半径と周期から決定することができる。したがって質量は少数の連星天体や衛星を持つ天体でしか判明していない。測定されているカイパーベルト天体の密度は,0.4 g/cm3 未満から 2.6 g/cm3 の範囲である。最も低密度の天体は大部分が氷で出来ており、大きな空隙率を持つと考えられている。高密度な天体はおそらく薄い氷の地殻を持った岩石組成である。この密度の分布を説明する仮説の一つとして、分化した天体が衝突して大きい天体が形成される際に表層から氷が失われたというものがある。
カイパーベルト天体研究の初期は詳細な解析は不可能であったため、天文学者は天体の組成に関して主に天体の色に基づく最も基本的な要素しか決定できなかった。これらの初期のデータでは、カイパーベルト天体は中間的な灰色から深い赤色までの様々な色を示すことが判明した。これはカイパーベルト天体の表面は汚れた氷から炭化水素に至る、広い範囲の組成を持つことを示唆している。天文学者はカイパーベルト天体は一様に暗く、宇宙線の影響で表面から揮発性物質の氷のほとんどは失われていると予想していたため、この多様性は驚くべきものであった。予想との違いの原因として、衝突や脱ガスによる表面の更新など多くの解決策が提案された。ジューイットとルーによる2001年の既知のカイパーベルト天体のスペクトル分析では、色の違いはランダムな天体衝突では簡単には説明できないほどに極端であることが指摘された。太陽からの放射はカイパーベルト天体表面のメタンを化学的に変性させ、ソリンのような化合物を生成したと考えられる。マケマケはその表面にエタンやエチレン、アセチレンなど、メタンが放射を受けて生成された多数の炭化水素を持つことが分かっている。
大部分のカイパーベルト天体はその暗さのためスペクトルに特徴が無いように見えるものの、これらの組成を決定する試みは多数の成功を収めている。1996年に Robert H. Brown らはカイパーベルト天体 1993 SC の分光観測データから、この天体の表面の組成は冥王星だけではなく海王星の衛星トリトンとも非常に似ており、大量のメタンの氷が存在することを明らかにした。小さい天体の場合は天体の色のみが判明し、場合によってはアルベドも決定できる。これらの天体は大きく分けて2つのグループに分類される。アルベドが低く灰色の天体と、アルベドが高く非常に赤い天体である。色とアルベドの違いは表面の硫化水素 (H2S) の存在あるいは欠乏によるものだとの仮説があり、硫化水素が保たれるほど十分に太陽から離れた距離で形成された天体の表面は、放射により赤くなっていると考えられる。
冥王星やクワオアーのような最大級のカイパーベルト天体は、メタンや固体の窒素、一酸化炭素といった揮発性物質が豊富な表面を持つ。これらの分子の存在は、カイパーベルトでの温度である 30–50 K では中程度の蒸気圧となるためであると考えられる。このためこれらの物質は時折表面から揮発し雪のように再び落下するが、沸点の高い物質は固体の状態にとどまる。最大級のカイパーベルト天体におけるこれら3つの化合物の相対的な存在量は、天体の表面重力と周囲の温度と直接関連している。水氷はいくつかのカイパーベルト天体で検出されている。例として、(19308) 1996 TO66 などのハウメア族の天体、フヤやヴァルナなどの中程度のサイズの天体、またその他の小さい天体などで検出が報告されている。大〜中程度の天体で氷の結晶が検出されており、またクワオアーではアンモニアの水和物も検出されている。これらの検出は、アンモニアが存在することによる融点の低下によって過去に地殻活動が促進された可能性があることを示唆する。
広大な範囲に分布しているにも関わらず、カイパーベルトの総質量は比較的小さい。力学的に熱いグループの総質量は地球質量の 1% と推定されている。力学的に冷たいグループはずっと軽く、地球質量のわずか 0.03% に過ぎないと推定されている。力学的に熱いグループはより太陽に近い位置で形成されたずっと大きな天体群の名残であり、巨大惑星の移動の最中に外側に散乱されたものだと考えられている。対照的に、力学的に冷たいグループは現在の位置で形成されたと考えられる。2018年時点での推定値では、惑星の運動に及ぼす影響を基に、カイパーベルトの総質量は1.97e-2地球質量とされている。
直径が 100 km を超えるカイパーベルト天体が集積するためにはかなりの質量が必要であるため、力学的に冷たいグループの総質量が小さいことは太陽系形成のモデルにいくつかの問題をもたらす。冷たい古典的なカイパーベルトが過去から現在まで常に現在のような低密度の分布であった場合、これらの大きな天体は小さい微惑星の衝突と合体では形成できなかったと考えられる。さらに、現在の軌道の離心率と傾斜角では天体同士の遭遇が「乱暴」(violent) なものとなり、結果として集積するよりも破壊が発生してしまう。海王星の現在の影響は力学的に冷たい集団の大部分を取り除くほど大きくはないと考えられ、また衝突破壊による質量損失の量は、現在発見されている緩く結びついた連星の存在によって上限が決められる。これは、緩く結びついた連星は天体衝突の際に破壊される可能性があるためである。大きな天体は、より小さい微惑星の衝突合体からではなく、ペブルの雲の崩壊によって直接形成される可能性もある。
カイパーベルト天体のサイズ分布は、いくつかの冪乗則に従う。冪乗則は、直径が D よりも大きい天体の個数 (累積個数) である N(D) と D の関係を記述し、これは天体の明るさの傾きとみなされる。天体の累積個数は、天体の直径 D の何乗かに反比例する。
\frac{d N}{d D} \propto D^{-q}.
ここで q は 1 ではないと仮定すると、積分して
N\propto D^{1-q}+\text{const.}
が得られる。積分定数は、天体の直径が大きい時に冪乗則が適用できない場合にのみゼロでない数になる場合がある。
カイパーベルト天体の見かけの等級の分布の測定に基づいた初期の推定では、q = 4 ± 0.5 という値が得られていた。これは、直径が 200–300 km の範囲にある天体の個数と比べると、100–200 km の範囲にある天体の個数は8倍であることを意味する。
最近の研究では、力学的に熱い古典的カイパーベルト天体と冷たい古典的カイパーベルト天体の間では、サイズ分布の傾きが異なることが明らかになっている。力学的に熱い天体の場合、大きな天体では q = 5.3、小さい天体では q = 2.0 であり、傾きが変化する直径は 110 km である。力学的に冷たい天体の場合、大きな天体では q = 8.2、小さい天体では q = 2.9 であり、傾きが変化する直径は 140 km である。散乱円盤天体、冥王星族、海王星のトロヤ群天体のサイズ分布は力学的に熱いグループと同様の傾きを持つが、特定のサイズ以下で天体の個数が急激に減少するくぼみを持つという特徴がある。この分布のくぼみは、天体群での衝突進化によるものか、あるいは天体群がある特定のサイズ以下の天体を持たない状態で形成され、それよりも小さい天体はその後の衝突破壊によって発生した破片からなるため生じたものであるという仮説が提唱されている。
半径が1km未満の既知で最小のカイパーベルト天体は、ハッブル宇宙望遠鏡などの望遠鏡で直接見るには35等級と暗すぎるため、恒星が掩蔽される様子を観測することによってのみ検出されている。これらの掩蔽の最初の報告はシュリクティングなどによって2009年12月になされ、2007年3月からのアーカイブハッブル測光で半径1km未満の小さなカイパーベルト天体の発見が発表された。推定半径520、直径1040で、ハッブルの星追跡システムが0.3秒間星を短時間遮ったとき、天体が検出された。2012年12月に発表されたその後の研究では、シュリクティングなどが、アーカイブハッブル測光のより徹底的な分析を実行し、半径530、直径1060と推定される準キロメートルサイズのカイパーベルト天体による別の掩蔽イベントを報告した。 2009年と2012年に検出された掩蔽イベントから、シュリクティングなどが単一の冪乗則と均一な黄道緯度分布を仮定して、カイパーベルト天体のサイズ分布の傾きをq=3.6±0.2またはq=3.8±0.2と決定した。彼らの結果は、直径が90 kmを超えるより大きなカイパーベルト天体の母集団からの推定と比較して、サブキロメートルサイズのカイパーベルト天体の強い欠損を示唆している。
こうした偶然ハッブル宇宙望遠鏡が捉えていた現象の捜索ではなく、カイパーベルト天体による掩蔽を狙ってとらえる観測が京都大学の有松亘らを中心に行われており、2019年には1.3kmサイズのカイパーベルト天体の検出を発表した。彼らの観測で求められたカイパーベルト天体の個数密度は、こうした天体が木星族彗星の供給源になるために十分足りる値であった。
散乱円盤は天体がまばらに分布する領域であり、カイパーベルトと重複があるが 100 au 以遠にまで広がっている。散乱円盤に属する天体は散乱円盤天体 (scattered disk object, SDO) と呼ばれる。散乱円盤天体は非常に細長い楕円軌道を持ち、その軌道はしばしば黄道から大きく傾いている。太陽系形成の多くの理論モデルでは、かつてはカイパーベルト天体も散乱円盤天体も一つの始原的な帯状の領域を形成しており、後の重力的な影響、特に海王星の重力の影響により外側へ移動させられ、あるものは安定な軌道に移行し (カイパーベルト天体)、あるものは不安定な軌道の散乱円盤へと移行したことが示されている。散乱円盤にある天体の軌道は不安定であるため、太陽系の短周期彗星の多くはこの領域に起源を持つのではないかと考えられている。散乱円盤天体の活動的な軌道はしばしば内部太陽系へ進入する軌道となり、まずはケンタウルス族天体へと変化し、その後短周期彗星の軌道へと移行する。
太陽系外縁天体を公式に分類している組織である小惑星センターによると、カイパーベルト天体は、厳密にはその起源や組成には関係なく定義されたカイパーベルトの領域内のみを公転するものを指す。カイパーベルトの領域より外側で発見された天体は、散乱円盤天体と分類される。一部の科学界では「カイパーベルト天体」という用語は外部太陽系に起源を持つ氷の小天体の類義語として扱われており、たとえその軌道が太陽系の歴史の大部分でカイパーベルトの外側 (例えば散乱円盤領域) にある場合でも同じ用語を用いる場合がある。この立場に立った場合、散乱円盤天体はしばしば「散乱カイパーベルト天体」(scattered Kuiper belt object, SKBO) と呼ばれる。冥王星より重い天体であるエリスはしばしばカイパーベルト天体とみなされる場合があるが、厳密な分類上は散乱円盤天体である。カイパーベルトの厳密な定義については天文学者の間でまだ合意に達しておらず、未解決となっている。
ケンタウルス族天体は普通はカイパーベルトの一部とはみなされないが、これらも同じく散乱された天体である。散乱円盤天体との唯一の違いは、外側にではなく内側に散乱されたという点である。小惑星センターでは、ケンタウルス族と散乱円盤天体を散乱天体として一緒のグループとして扱っている。
海王星は軌道移動を起こしている間に、大きなカイパーベルト天体を衛星として捕獲したと考えられている。海王星の衛星トリトンは大きな衛星としては太陽系内で唯一逆行軌道を持ち、海王星の自転とは逆方向に公転しているという特徴がある。木星や土星、天王星の大きな衛星は若い惑星の周囲に形成された周惑星円盤の中で物質が集積して形成されたと考えられているが、トリトンはそれらとは異なり既に形成された天体を海王星が捕獲したものだと考えられている。
天体を重力的に捕獲することは容易ではない。捕獲を起こすためには、大きな天体の重力に捕獲されるほど十分に減速させるための何らかのメカニズムが必要である。あり得る可能性は、トリトンが海王星と遭遇した際は連星の片方であったというものである。先述の通り、カイパーベルト天体には連星になっているものが多く存在する。連星が海王星に接近した際に片方が海王星によって弾き飛ばされ、そちらの天体に角運動量を押し付けることで、海王星によるトリトンの捕獲を説明することができる。トリトンは冥王星よりも 14% だけ大きく、またスペクトルの分析からはどちらの天体表面もメタンや一酸化炭素などの似た物質で大部分が構成されていることが示されている。これらの事実も、トリトンはかつてはカイパーベルト天体であり、海王星が外側に移動する途中で捕獲されたものであるという結論を支持している。
2000年以降、直径が 500 km から 1500 km (冥王星の半分以上) の多数のカイパーベルト天体が発見されている。2002年に発見された古典的カイパーベルト天体クワオアーは直径が 1200 km を超える。2005年7月29日に公表されたマケマケとハウメアはさらに大きい。その他の天体では、2001年に発見されたイクシオンや2000年に発見されたヴァルナなどの直径はおよそ 500 km である。
冥王星と似た軌道にある大きなカイパーベルト天体が複数発見されたことから、冥王星はその比較的大きなサイズを別にすれば、カイパーベルトにある他の天体と特に異なる存在ではないと結論付けられるようになった。これらの大型のカイパーベルト天体はサイズが冥王星に似ているだけではなく、冥王星と同様に多くが衛星を持ち、組成も類似している。例えばメタンと一酸化炭素は冥王星や最大級のカイパーベルト天体のどちらでも検出されている。そのため、ケレスが他の小惑星が多数発見される以前は惑星だとみなされていたが後に惑星から外されたように、発見後は惑星とみなされていた冥王星も再分類されるだろうと考え始めるものもいた。
この問題は、カイパーベルトよりもずっと遠方の散乱円盤にあり、現在では冥王星よりも 27% 重い天体であることが知られているエリスが発見されたことにより、表面化することとなった。(エリスはかつては冥王星より体積が大きいと考えられてきたが、ニューホライズンズの観測でこれは事実ではないことが判明した。) エリスの発見をきっかけに、国際天文学連合 (IAU) は初めて惑星とは何かを定義する必要に迫られ、定義の中には「自身の軌道近くから他の天体を排除している」という条件が含まれることとなった。冥王星は他の多数の同程度の大きさの天体と似た軌道を持っているため、自身の軌道近くから他の天体を排除しているとはみなされず、惑星から準惑星へと再分類され、カイパーベルトの一員となった。
現在カイパーベルト天体の中で最も大きいものは冥王星だが、カイパーベルトに起源を持つと考えられ現在ではカイパーベルトの外にある天体には、少なくとも一つ冥王星よりも大きい天体がある。それは海王星の衛星であるトリトンであり、海王星に捕獲されたカイパーベルト天体が起源である可能性が高い。
2020年の時点では、ケレス、エリスと、カイパーベルト天体の冥王星、マケマケ、ハウメアの5つのみが IAU によって準惑星と認められている。オルクスやイクシオン、その他多くのカイパーベルト天体が静水圧平衡になるのに十分な大きさを持っている。これらの天体の多くは、より多くの情報が得られることで準惑星としての資格を認められる可能性がある。
しかし、準惑星になるのに十分な大きさのカイパーベルト天体がいくつあるかは明らかではない。 多くの準惑星候補の驚くほど低い密度を考慮すると、それほど多くはないことが示唆されている。オルクス、冥王星、ハウメア、クワオアー、およびマケマケについては、ほとんどの天文学者に準惑星とみなされている。 サラキア、(307261) 2002 MS、(55565) 2002 AW、イクシオンなどの他の天体を準惑星にすることを提案している人もいる。
最も大きい6つの太陽系外縁天体 (エリス、冥王星、(225088) 2007 OR、マケマケ、ハウメア、クワオアー) は全て衛星を持つことが知られており、うち2つは複数の衛星を持つ。大きなカイパーベルト天体が衛星を持っている割合は、カイパーベルト内の小さい天体が衛星を持つ割合よりも大きい。このことは、形成過程が異なる可能性があることを示唆している。またカイパーベルトでは、2つの天体の質量が十分に近く、主星を衛星が公転するというよりは2天体がお互いを公転しあっているような、連星を成している天体の割合も大きい。最も顕著な例は冥王星-カロンの系であるが、カイパーベルトのうち連星となっているのはおよそ 11% であると推定されている。
エッジワース・カイパーベルトを探査する初めての探査機ニューホライズンズが2006年1月19日に打ち上げられ、2015年7月14日に冥王星をフライバイ (接近通過) した。その後、カイパーベルト内のさらなる天体の探査を行うことがミッションの目標となった。
2014年10月15日、ハッブル宇宙望遠鏡によってニューホライズンズの次の探査対象の候補天体3つがリストアップされたことが明らかにされ、ニューホライズンズのチームによって暫定的に PT1、PT2、PT3 と名付けられた (PT は "potential target" の略)。これらの天体の直径は 30–55 km と推定され、地上望遠鏡で観測するには小さすぎる天体である。太陽からの距離は 43–44 au であり、2018年から2019年にかけてニューホライズンズが近接遭遇することになる。初期の推定では、これらの天体にニューホライズンズが持つ燃料の範囲内で到達できる可能性は、それぞれ 100%、7%、97% であった。この3天体は全て、軌道傾斜角と軌道離心率が小さい、力学的に「冷たい」古典的カイパーベルト天体であり、したがって冥王星とは非常に異なる天体である。PT1 (ハッブル宇宙望遠鏡のウェブサイトでは暫定的に "1110113Y" という符号が与えられていた) は最も探査に適した天体であり、等級は26.8、直径は 30–45 km で、2019年1月にニューホライズンズとの近接遭遇を起こす。 これら3つのカイパーベルト天体の軌道に関する十分な情報が得られた後に、小惑星センターは公式な仮符号を与えた。それぞれ、2014 MU (PT1)、2014 OS (PT2)、2014 PN (PT3) である。2014年の秋までに、4番目の候補天体であった 2014 MT がその後の観測によって候補から外された。また PT2 はニューホライズンズが冥王星をフライバイする前に候補から脱落した。
2015年8月26日に、1番目の候補天体である 2014 MU が探査対象として選ばれた。同年10月下旬と11月上旬にニューホライズンズの軌道の調整が行われ、2019年1月にこの天体をフライバイすることとなった。2016年7月1日、NASAはニューホライズンズがこの天体を訪れるための追加予算を承認した。
2015年12月2日、ニューホライズンズは (15810) 1994 JR を2億7000万 km 離れた位置から観測し、その形状などの特徴を写真に収めた。
2019年1月1日、ニューホライズンズはアロコスのフライバイに成功し、得られた観測データからアロコスは接触連星であり、長さ 32 km、幅 16 km の形状をしていることが判明した。ニューホライズンズに搭載されているマルチスペクトルカメラの Ralph による観測で、アロコスが赤い色をしていることが確認された。フライバイの際に得られたデータは、その後20ヶ月にわたって探査機から地球へ送られる。
ニューホライズンズの後続ミッションは計画されていないが、冥王星の軌道に戻るか冥王星に着陸する、少なくとも2つのミッションコンセプトが調査されている。冥王星以遠には、準惑星のマケマケやハウメアなどのようなニューホライズンズでは到達できない大きなカイパーベルト天体が多数存在する。これらの天体を詳細に調査して研究するためには、新しい探査ミッションが必要である。フランスの航空宇宙企業であるタレス・アレーニア・スペースは、ハウメアを周回する探査機の計画についての研究を行った。ハウメアはハウメア族という衝突族の母天体であり、また環と2つの衛星を持つという特徴があることから、科学研究の目標として優先度が高い。論文の筆頭著者である Joel Poncy は、探査機を打ち上げから10〜20年以内にカイパーベルト天体へ到達させ周回軌道に投入することができる新しい技術を提唱している。
ニューホライズンズ計画の責任者であるアラン・スターンは、探査機を新たなカイパーベルト天体に送り込む前に天王星か海王星をフライバイさせることを非公式に提案し、こうすることでカイパーベルト天体をさらに探査できるだけではなく、1980年代にボイジャー2号が訪れて以来初めてこれらの巨大氷惑星に訪れることができるとした。
クワオアーは現在太陽圏の境界付近に位置しているため、星間物質の探査を目的とした探査機のフライバイの対象とみなされている。ジョンズ・ホプキンズ大学応用物理研究所の Pontus Brandt とその同僚は、この境界を通過して星間物質の中に進入するのに先立ち、2030年代にクワオアーをフライバイする探査機の計画についての研究を行った。クワオアーに対する科学的な関心としては、メタンの大気が消失していると思われることや、氷火山活動が挙げられる。Brandt らによって研究された探査ミッションでは、探査機はスペース・ローンチ・システムを用いて打ち上げられ、木星をスイングバイすることによって 30 km/s にまで加速することが想定されている。また周回軌道に探査機を投入することを想定した2012年の別の研究では、イクシオンとフヤが最も好ましい探査対象であると結論付けている。探査スケジュールの例として、例えば2039年に探査機が打ち上げられた場合、17年間の飛行の後にイクシオンに到達できると計算されている。
2010年代後半に行われたある設計検討では、カイパーベルト天体の軌道捕獲と複数天体の探査シナリオが検討された。ここで探査対象として検討された天体は、(55637) 2002 UX、1998 WW、レンポである。また2011年には、クワオアー、セドナ、マケマケ、ハウメア、エリスの探査を行う探査機の概念検討が行われている。
太陽以外の恒星の周囲にある、カイパーベルトに似た構造を持つと思われるダストの円盤が観測されており、2006年までに9つの恒星の周囲で存在が確認されている。観測されているダストの円盤は2種類に大別される。半径が 50 au を超える広い帯状の分布を持つものと、太陽系のものに似て 20–30 au の比較的狭い帯にあり明瞭な境界を持つものである。その後の観測では太陽型星の 15–20% は赤外超過を示すことが分かっており、これは重いカイパーベルト状の構造が存在していることを示唆している。
デブリ円盤を持つことが分かっている恒星の大部分は若い天体だが、右に示した2006年1月にハッブル宇宙望遠鏡で観測された天体は年齢がおよそ3億年であり、安定な配置に落ち着くための十分な時間が経過している。左側の円盤は広い帯状の分布の円盤を正面から見る位置関係になっており、右側の円盤は細い帯状に分布した円盤をほぼ真横から見る位置関係になっている。 カイパーベルト内のダストのコンピュータシミュレーションからは、これらが若い時期には、若い恒星の周りに見られる細いリングに似た形状であった可能性があることが示唆されている。