散乱円盤天体
天文学の分野では従来、太陽系内の天体を検出するためにブリンクコンパレーター(英語版)のような装置が使われていた。これは、2回の露光の間にこれらの天体の天球上での位置が移動するためである。天体を検出するためには写真乾板やフィルムの露光や現像などの時間を要する作業が必要であり、人々は存在が予想される天体をブリンクコンパレーターを用いて手動で検出していた。1980年代になると、望遠鏡にCCDを搭載したカメラを用いることで、電子画像を直接生成し、デジタル化してデジタル画像に変換することが可能となった。写真フィルムが入射光のうち 10% を捉えることが出来るのに対し、CCDはおよそ 90% とより多くの光を捉えることができ、また画像の比較は調整可能なコンピュータの画面上で行えるようになった。そのためサーベイの処理能力を向上させることが可能となった。その結果として新たな天体の発見が続出し、1992年から2006年の間に1000個を超える太陽系外縁天体が検出された。
近日点距離が 30 au 程度であることは散乱円盤天体を決定づける特徴の一つであり、このために海王星からの重力的な影響を受けることになる。
古典的カイパーベルト天体 (キュビワノ族) は散乱円盤天体とは大きく異なる。全てのキュビワノ族天体のうち 30% 以上は軌道傾斜角が小さく円に近い軌道を持ち、離心率の分布を見ると 0.25 で最も多くなる。キュビワノ族天体の離心率は0.2から0.8までの範囲を取る。散乱円盤天体の軌道傾斜角はより極端なカイパーベルト天体のものと似ているが、カイパーベルト天体の大部分のように黄道に近い軌道を持つ散乱円盤天体は非常に少ない。
散乱円盤における天体の運動はランダムであるが似たような方向に従う傾向があり、このことは散乱円盤天体は海王星との一時的な軌道共鳴に捕獲される可能性があることを意味する。散乱円盤における共鳴軌道の可能性の例としては、1:3、2:7、3:11、5:22 と 4:79 などがある。