Grâce à sa calibration fine, le grand relevé OSSOS nous permet de déterminer
avec précision la distribution en taille de la ceinture de Kuiper pour les
objets entre 100 et 500 km (magnitude absolue de 5 à 9). Ceci nous permet de
faire le lien avec la distribution déduite de la base de données du MPC pour
les plus gros corps (> 400 km), base quasiment complète pour ces corps
(magnitude absolute ~< 5.5). De plus, la taille de l'échantillon de OSSOS
associée à la précision des orbites nous a permis de montrer que le plan moyen
de la ceinture de Kuiper est bien variable avec la distance et compatible avec
le plan forcé local de Laplace. Ainsi, le bon paramètre pour différencier entre
la population froide, formée localement, et les populations chaudes,
transplantées depuis les zones plus internes, est l'inclinaison libre ou
propre, paramètre pratiquement constant au cours de l'histoire du système
solaire.

Nous avons ainsi pu isoler un large échantillon très propre de la population
froide (plus de 300 objets) pour lesquels nous pouvons calculer le biais de
détection et donc déterminer la distribution en taille. Clairement, cette
distribution en taille ne peut pas être représentée par une ou deux lois de
puissance, mais plutôt par une loi de puissance modifée par une coupure
exponentielle. Cette forme caractéristique est aussi une bonne représentation
des résultats des simulations de formation des planétésimaux par instabilité de
cisaillement suivi d'effondrement gravitationnel.

Sur l'intervalle de magnitude abolue H entre 5,5 et 8,5, la distribution de la
population chaude est parallèle à celle de la population froide, indiquant une
possible communauté de mode de formation. Cependant, les populations chaudes
s'étant formées dans un environnement au moins 100 fois plus dense, le grand
nombre de rgos planétésimaux permet d'initier ensuite une deuxième phase de
croissance, par effet boule de neige par exemple.