類塞德娜天體

類塞德娜天體的軌道不能以巨行星的攝動[5]，或是用星系潮汐的交互作用來解釋[1]。假若它們是在目前的位置形成，它們的軌道必須是圓的；否則，這些天體不可能進行吸積（較小的物體聚合成較大的），因為微行星之間較大的相對速度會破壞吸積的過程[6]。它們目前的橢圓軌道可以有一些假說解釋：

1. 當太陽還處於疏散星團的時期，這些天體的軌道和近日點被鄰近經過的恆星扯離了系中心[7]。
2. 它們的軌道被未知的行星，例如是假設的第九行星擾亂，以至超越了古柏帶[8][9]。
3. 它們是太陽從其他處於同一疏散星團的恆星系所捕捉到的天體[5][10]。

這三顆類塞德娜天體，像其他更極端的獨立天體一樣（半長軸大於150AU，近日點超過海王星軌道的30AU的天體），有相似的方向（近心點幅角）≈ 0°（7000589921287174084♠338°±38°）。這並非因為觀測偏差所造成，而是意料之外的，因為與巨行星的交互作用會產生隨機的近心點角（ω）[1]，使得塞德娜的進動週期可能為四千萬年、六千五百萬年或者是一百五十億年不等[10][1]這表明外太陽系中可能存在一個[1]或更多[13]未被發現的攝動星。一個位於250AU的超級地球可以使這些天體環繞著5000000000000000000♠0°±60°擺動長達數十億年。低反照率的超級地球有多種可能的配置，使得在這個距離下使它的視星等低於當前所有巡天檢測的極限。現時這個假設的超級地球被稱為第九行星。其他更大、更遙遠的攝動天體亦會因為太微弱，而無法檢測到[1]。

現時有27個已知半長軸大於150AU的海王星外天體、其近日點位於海王星以外、近心點幅角為7000593411945678073♠340°±55°、並且有超過一年的觀察弧[14]。2013 SY₉₉雖擁有接近於50AU的近日點，但並不視其為類塞德娜天體的一員。

2015年11月10日，V774104被發現，為第三顆類塞德娜天體的候選者，但是它的觀察弧短至只有兩週，故而無從得知其近日點是否受到海王星的影響[15]。

2018年10月1日，2015 TG₃₈₇宣布被發現，半長軸為1094 AU，遠日點則達到2123 AU，比塞德娜更遠。

類塞德娜天體可能構成一個合適的動態類別，但它們可能具有不同的起源；因為(474640) 2004 VN₁₁₂、2013 RF₉₈、2012 VP₁₁₃、2002 GB₃₂以及2003 HB₅₇的光譜斜率和賽德娜的非常不同。[16]

現時有多個假定機制解釋塞德娜的極端軌道，而每個機制都會在任何更廣泛的族群結構和動態上留下明顯的標記。如果存在著一顆海王星外行星，則所有天體的近日點將會大致相同（≈80AU）。假若塞德娜是從另一個行星系統所捕獲，而該行星系統與太陽系的旋轉方向相同，那麼族群內所有天體都會以相對較低的傾斜度運行，並且半長軸的範圍為100-500 AU。如果行星系統以相反的方向旋轉，那麼使會形成兩個族群，一個傾斜度較低，另一個傾斜度較高。若有鄰近經過恆星的擾動，天體會產生不同的近日點和傾角，每個都取決於相遇的數量和角度[17]。

因此，獲取更多此類對象的樣本將有助確定最有可能的情況[18]。米高·布朗於2006年說道：「我稱塞德娜為太陽系最早期的化石記錄。終究而言，當發現到其他化石記錄時，塞德娜可以幫助告訴我們太陽是如何形成的，以及它在形成時接近太陽的恆星數量[19]。」布朗、拉比諾維茨和舒瓦布在2007至2008年期間進行了一項巡天調查，試圖尋找塞德娜假定族群的另一個天體，儘管這項調查對於在1,000AU內的天體移動十分敏感，又發現到候選矮行星2007 OR₁₀，但始終沒有發現新的類塞德娜天體[18]。結合新數據的後續模擬表明，該區域可能存在著大約40個約有塞德娜大小的天體，其中最亮的可以達到鬩神星的絕對星等水平（-1.0）[18]。

在發現了2015 TG₃₈₇後，謝潑德等人作出結論：它意味著大約有200萬個內奧爾特雲的天體超過40公里，總質量為7022100000000000000♠1×10²² 公斤（是小行星帶質量的數倍）。

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