散乱円盤天体
散乱円盤天体と分離天体の領域には明確な境界は存在しない。Gomes らは散乱円盤天体を、離心率の大きな軌道を持ち、近日点が海王星より遠方にあり、軌道長半径が海王星との 1:2 共鳴になる値よりも大きいものと定義している。この定義では、全ての distant detached object は散乱円盤天体となる。分離天体の軌道は海王星による散乱によっては形成することができないため、別の恒星の太陽系への近接遭遇や、遠方の惑星サイズの天体の存在など、別の散乱メカニズムが提案されている。その他には、これらの天体は近傍を通過する恒星から捕獲したものだとする説も提唱されている。
J. L. Elliott らによる、Deep Ecliptic Survey による2005年の研究報告で導入された分類手法では、"scattered-near" (典型的な散乱円盤天体に相当) と "scattered-extended" (分離天体) という2つのカテゴリを区別している。Scattered-near 天体は、その軌道は共鳴を起こしておらず、惑星と交差する軌道にはなく、また海王星に対するティスラン・パラメータが3よりも小さいものとしている。
一方で Scattered-extended 天体は海王星に対するティスラン・パラメータが3より大きく、時間平均した離心率が0.2より大きいものとしている。
ブレット・J・グラドマン、ブライアン・マースデンと C. Van Laerhoven によって2007年に導入された別の分類手法では、ティスラン・パラメータの代わりに1000万年にわたる軌道積分を用いている。天体の軌道が共鳴を起こしておらず、軌道長半径が 2000 au を超えず、そして軌道積分の間、その軌道長半径が 1.5 au 以上の移動を起こすものは散乱円盤天体としての条件を満たす。グラドマンらはこれらの天体の現在の移動性を強調するため、"scattering disk object" という用語を提案している。天体が上記の散乱円盤天体としての定義を満たさないが、軌道離心率が 0.240 を超える場合、その天体は "detached TNO" として分類される (より小さな離心率を持つ天体は古典的カイパーベルト天体とみなされる)。この分類手法では、散乱円盤は海王星の軌道から、内オールトの雲の領域とみなされる 2000 au の距離にまで広がっていることになる。
エッジワース・カイパーベルトは比較的厚いトーラス状 (あるいはドーナツ状) の分布をしており、30 au から 50 au まで広がっている。エッジワース・カイパーベルト天体は、海王星の影響を受けていない軌道にある古典的カイパーベルト天体 (キュビワノ族) と、海王星との何らかの軌道共鳴を起こしている共鳴外縁天体の2種類に大別される。共鳴外縁天体は例えば、海王星が3回公転する間に天体が2回公転する 2:3 共鳴や、海王星が2回公転する間に天体が1回公転する 1:2 共鳴といった軌道共鳴を起こしている。これらの共鳴のため、共鳴外縁天体は海王星に重力的に散乱させられるほど接近することはなく、太陽系の年齢の間に海王星の重力的な影響によって排除されることなく存在し続けることが出来る。2:3 共鳴を起こしている天体の中で最も大きいものが冥王星であるため、これらは冥王星族として知られている。また 1:2 共鳴を起こしているものはトゥーティノ族として知られている。
カイパーベルトとは対照的に、散乱円盤にある天体は海王星によって軌道を乱されうる。散乱円盤天体はその近日点 (~30 au) に接近した際には海王星の重力の影響を受ける範囲に入るが、遠日点付近ではそれよりも何倍も遠ざかる。ある研究では、木星と海王星の軌道の間にある氷主体の小天体であるケンタウルス族は、海王星によって太陽系の内側へ散乱された天体であることが示唆されており、海王星以遠の散乱天体と対比して海王星以内天体 (cis-Neptunian object) と呼ばれている。