エッジワース・カイパーベルト
冥王星と似た軌道にある大きなカイパーベルト天体が複数発見されたことから、冥王星はその比較的大きなサイズを別にすれば、カイパーベルトにある他の天体と特に異なる存在ではないと結論付けられるようになった。これらの大型のカイパーベルト天体はサイズが冥王星に似ているだけではなく、冥王星と同様に多くが衛星を持ち、組成も類似している。例えばメタンと一酸化炭素は冥王星や最大級のカイパーベルト天体のどちらでも検出されている。そのため、ケレスが他の小惑星が多数発見される以前は惑星だとみなされていたが後に惑星から外されたように、発見後は惑星とみなされていた冥王星も再分類されるだろうと考え始めるものもいた。
この問題は、カイパーベルトよりもずっと遠方の散乱円盤にあり、現在では冥王星よりも 27% 重い天体であることが知られているエリスが発見されたことにより、表面化することとなった。(エリスはかつては冥王星より体積が大きいと考えられてきたが、ニューホライズンズの観測でこれは事実ではないことが判明した。) エリスの発見をきっかけに、国際天文学連合 (IAU) は初めて惑星とは何かを定義する必要に迫られ、定義の中には「自身の軌道近くから他の天体を排除している」という条件が含まれることとなった。
ケンタウルス族の軌道は不安定であり、力学的な寿命は数百万年である。そのため1977年にキロンが発見された時から、天文学者は何らかの外側の領域から頻繁に天体が供給されているはずだと推測していた。
カイパーベルトの存在に関するさらなる証拠は、彗星の研究から明らかになった。彗星の寿命は有限であることが以前から知られていた。彗星が太陽に接近するにつれ、太陽の熱により表面の揮発性物質が宇宙空間へと昇華していき、徐々に消散していく。したがって彗星が太陽系の年齢の間にわたって見え続けるためには、どこかから頻繁に供給されていなければならない。そのような供給源の一つとして提唱されたのがおそらく太陽から 50000au 以遠に広がる球状の彗星の集まりであるオールトの雲であり、これは1950年にヤン・オールトによって初めて提唱されたものである。オールトの雲は、例えばヘール・ボップ彗星のような軌道周期が数千年に及ぶような長周期彗星の起源となる領域であると考えられている。
彗星には長周期彗星の他に、短周期彗星もしくは周期彗星として知られる、軌道周期が200年未満のグループも存在する。ハレー彗星などがその一例である。1970年代までに、短周期彗星が発見される頻度はこれらがオールトの雲のみに起源を持つと考えた場合とはますます矛盾するようになっていった。オールトの雲の天体が短周期彗星になるためには、まず最初に巨大惑星に捕獲される必要があると考えられる。
カイパーベルト天体は太陽や主要な惑星から離れているため、他の太陽系天体を形作ったり変化させたりした過程に比較的影響を受けていないと考えられている。したがって、これらの天体の組成を決定することで、太陽系の最も初期の組成に関する相当量の情報を得ることができる。天体が小さい上に地球から非常に離れているため、カイパーベルト天体の化学組成を知るのは非常に難しい。天文学者が天体の組成を決定する主な手法は分光観測である。天体からの光を波長ごとの要素の色に分解すると、虹に似た画像が生成される。この画像はスペクトルと呼ばれる。異なる物質は異なる波長の光を吸収し、特定の天体のスペクトルが得られた場合、その天体に存在する物質がその特定の波長の光を吸収した位置に暗い線 (吸収線と呼ばれる) が現れる。全ての元素や化合物はそれぞれ固有の分光学的特徴を持っており、ある天体の全スペクトルを解析することによって、天文学者はその組成を決定することが出来る。 スペクトルの分析から、カイパーベルト天体は岩石と氷の混合体であり、氷成分は水やメタン、アンモニアなど多くの成分を含むと考えられる。カイパーベルトの温度はわずか 50 K 程度であり、太陽の近くでは気体である多くの化合物は固体として存在する。天体の密度や岩石と氷の比率は、直径と質量が測定されている少数の天体でのみ判明している。