散乱円盤天体
散乱円盤がどのようにして形成されたのかについては、依然として理解が進んでいない。観測された全ての特性を説明することができるようなカイパーベルトと散乱円盤の形成モデルはまだ提唱されていない。
現在のモデルによると、散乱円盤はカイパーベルト天体が海王星やその他の外惑星との重力的な相互作用によって、軌道離心率と軌道傾斜角が大きな軌道へと散乱された際に形成されたと考えられる。この過程が発生するまでの時間は未だにはっきりと分かっていない。ある仮説では太陽系の年齢に等しい期間であると推定しており、別の仮説では散乱は海王星が初期の移動を起こしている最中に比較的急速に起きたと推定している。
散乱円盤が太陽系の年齢にわたって継続的に形成されるとする理論モデルでは、カイパーベルト内での弱い共鳴 (例えば 5:7 や 8:1 など) や、あるいはより強い共鳴の境界において、天体は数百万年にわたって弱い軌道不安定性を発達させる可能性があるとしている。 特に 4:7 共鳴は不安定性が強い。その他にも、カイパーベルト天体は重い天体が付近を通過したり、衝突を介することによっても不安定な軌道へと移行しうる。時間の経過とともに、これらの個々の事象から徐々に散乱円盤が形成されていくと考えられる。