散乱円盤天体
(29981) 1999 TD10 のようないくつかの天体はこの区別が曖昧であり、全ての太陽系外縁天体を公式に分類している小惑星センターは、ケンタウルス族と散乱円盤天体を一緒にまとめている。
小惑星センターはカイパーベルト天体と散乱円盤天体を明確に区別しており、安定な軌道にあるものをカイパーベルト天体、散乱された軌道にあるものを散乱円盤天体およびケンタウルス族としている。しかしカイパーベルトと散乱円盤の違いは明瞭なものではなく、多くの天文学者は散乱円盤は分離したグループではなくカイパーベルトの外部領域であると見ている。散乱円盤天体に対しては、「散乱カイパーベルト天体」(英: scattered Kuiper-belt object, SKBO) という別の用語も用いられる場合がある。
天文学者の Morbidelli とマイケル・ブラウンはカイパーベルト天体と散乱円盤天体の違いについて、後者は海王星との近接および遠隔遭遇によって軌道長半径が移動させられたものであるが、前者はそのような近接遭遇を経験していないものであるという区分を提案した。この描写は彼ら自身が注記している通り、太陽系の年齢の期間にわたっては適切なものではない。これは、軌道共鳴に捕獲された天体は何度も散乱された状態から散乱されていない状態を相互に移行しうるからである。つまり、太陽系外縁天体は時間とともにカイパーベルトと散乱円盤の間を行き来しうる。そのため彼らは天体を定義する代わりに領域をもって定義することを選択し、海王星のヒル球の範囲内で遭遇した天体が留まることの出来る軌道空間の領域を散乱円盤と定義した。そしてカイパーベルト天体は軌道長半径が 30 au 以上の天体が存在する領域と定義した。
散乱円盤天体はその他の太陽系外縁天体と同様に低密度であり、水やメタンなどの凍った揮発性物質が組成の大部分を占めている。選択されたカイパーベルト天体と散乱円盤天体のスペクトル解析からは、似た組成の特徴が明らかになっている。例えば、冥王星とエリスはどちらもメタンの特徴を示す。
天文学者は当初、全ての太陽系外縁天体は同じ領域に起源を持ち同じ物理過程を経験してきたため、どれも似た赤い表面を示すと考えていた。特に、散乱円盤天体は表面に多くのメタンを持ち、太陽からのエネルギーによって複雑な有機化合物に化学変化させられていると予想されていた。これは青い光を吸収し、赤っぽい色相を作り出す。大部分の古典的カイパーベルト天体はこの色相を示すが、散乱円盤天体はそうではなく、白か灰色っぽい見た目を呈する。
散乱円盤天体の色の一つの説明としては、衝突によって白い地下層が露出したというものがある。別の説明としては、散乱円盤天体は太陽からの距離が大きく離れていることにより、地球型惑星と巨大ガス惑星の組成の勾配に似た、天体間の組成の勾配が形成されたというものがある。散乱円盤天体であるエリスの発見者マイケル・ブラウンは、この天体が白っぽい色を示すのは、現在の太陽からの距離ではエリスのメタン大気が表面全体で凍り付き、数インチの厚みを持つ明るい白い氷の層を形成しているからであると提唱している。反対に冥王星は太陽により近い距離にあり、メタンはアルベドの高い低温の領域のみでしか凍結することができないほどに温かいため、氷が存在しないソリンに覆われた低アルベド領域が形成されると考えられる。