エッジワース・カイパーベルト
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。
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。
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(英: 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(英: 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。
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。
エッジワース・カイパーベルト (英: Edgeworth-Kuiper belt)、または単にカイパーベルト (英: 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。
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。