エッジワース・カイパーベルト
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 QB1 の発見を公表した。
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(英語版)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。
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/cm 未満から 2.6 g/cm 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。