妊神星（Haumea）又叫2003 EL61或小行星136108号，是柯伊伯带的一颗矮行星，质量约为冥王星质量的三分之一，地球质量的1/1400。其离太阳最近的时候，距离只有地球到太阳距离的34倍，而离太阳最远最远的时候，距离是地球到太阳距离的51倍多。

2004年12月，迈克·布朗（Mike Brown）领导的团队根据2004年5月6日拍摄的图像发现了妊神星。 2005年7月，奥尔蒂斯（JoséLuis Ortiz Moreno）领导的团队声称他们在2003年3月就发现了妊神星，但后者的主张遭到了质疑。2005年科学家发现其第一颗卫星， 并根据该卫星的轨道动力学性质，确定了妊神星和这个卫星的质量。 随后，国际天文联合会（IAU）于2008年9月17日将妊神星定义为矮行星，并以夏威夷文化中主管繁育和生殖的女神“Haumea”为其命名。2017年，天文学家还在妊神星周围发现了一个光环系统，其帮助天文学家更准确地测量了妊神星的最长轴，并发现它比之前大了约 17%。

截至到2022年，人们对妊神星的所有了解都来自世界各地地面望远镜的观测，所以数据较少。 妊神星是太阳系中旋转速度最快的大型天体之一。快速的旋转扭曲了它的形状，使它看起来像一个扁的足球。其绕太阳一周需要285.4个地球年，自转一周需3小时55分。其密度被认为在2.6-3.3g/cm3之间， 同时，科学家根据其密度判断，内部可能涵盖了橄榄石和辉石等硅酸盐矿物，其表面大部分是被一层相对较薄的冰层覆盖的岩石。妊神星有两个卫星：外卫星希伊卡 (Hi'iaka) 和内卫星那摩卡 (Namaka) 。

关于妊神星的发现，有两个团队声称对其发现有贡献：加州理工学院的迈克·布朗 （Mike Brown）和他的团队，以及西班牙内华达山脉天文台安达卢西亚天文研究所的何塞·路易斯·奥尔蒂斯·莫雷诺（Jose Luis Ortiz Moreno）和他的团队。

2004年12月，迈克·布朗领导的帕洛玛天文台团队根据2004年5月6日从WM凯克天文台拍摄的图像发现了妊神星。同时，该团队于2005年7月20日在线发表了有关其发现的摘要，并在当年9月的一次会议上宣布了他们的发现。

奥尔蒂斯和他的团队于2005年7月27日也向国际天文学联合会小行星中心发送了关于妊神星发现的电子邮件，声称他们在2003年3月7日至10日拍摄的图像上发现了它。 国际天文学联合会于2008年9月17日宣布，妊神星被定义为矮行星，但没有提及发现者。发现地点被列为西班牙团队的内华达山脉天文台。

因为布朗团队在2004年圣诞节前后发现了妊神星，因此该团队给它起了个绰号叫做“圣诞老人”。

由于西班牙团队首先向小行星中心提交了发现妊神星的报告，所以妊神星于2005年7月29日被临时命名为2003 EL61（基于西班牙发现图像的日期）。

2008年，国际天文学联合会采纳加州理工学院团队的建议，将“Haumea”作为妊神星的正式名称。同时奥尔蒂斯的团队也提出了“Ataecina”，以古代伊比利亚半岛春天女神的名字命名，但不符合国际天文联合会的要求，因为她不是创世女神，因此被拒绝。

“Haumea”这个名字源自夏威夷神话中的生育女神，她也是WM凯克天文台所在的夏威夷岛的主母女神。夏威夷神话里面，女神哈乌美亚的孩子是从她身体的不同部位分离出来的。矮行星妊神星也有类似的历史，它的轨道上有两颗卫星，这两颗卫星被认为是在过去与它撞击时产生的：在撞击中，妊神星的部分冰面被炸开，产生的碎片形成了两颗卫星。因此，这个名字不仅符合国际天文学联合会的指导方针——古典柯伊伯带天体（KBO）以与创世相关的神话生物的名字命名，而且也是对发现这个天体的设备的致敬。

荷兰裔美国天文学家杰拉德·柯伊伯（Gerard Peter Kuiper）于1951年推测从海王星轨道外侧直到离太阳上百天文单位处，还散布着巨量引擎的小天体。这个区域称为“柯伊伯带”，妊神星就是其中的一员。柯伊伯带天体其实就是没有尾巴的彗星，即汇聚了亿万年的冰块灰尘团，它们是原始太阳星云的产物，它们形成于太阳系历史的早期，距今约 45 亿年前。如果柯伊伯带天体足够大，就会和其他巨大的类行星天体一样得到进化，形成坚实的内核（与覆盖其外的外壳组成成分不同）。已发现的柯伊伯带天体有2700多颗。

美国航空航天局的科学家们利用计算机模拟拼凑出了妊神星的起源过程。妊神星是在最外层行星海王星轨道之外的柯伊伯带中发现的。科学家们进行了数十次模拟，以了解早期的微小变化将如何影响妊神星的演化。研究发现，在太阳系演化早期，有一个跑得飞快的天体斜着撞了一下妊神星，把它的冰壳撞裂，虽然这次撞击产生了一些碎片，但研究人员认为，这些碎片并不是人们看到的形成妊神星家族的碎片。

妊神星家族出现得比较晚：妊神星致密的岩石物质沉降到中心，而密度较轻的冰则上升到表面，冰以足够快的速度从地表脱落，形成了妊神星家族。与此同时，妊神星的岩石具有轻微的放射性，产生的热量融化了一些冰，在地表以下形成了海洋（不再存在）。水浸入妊神星中心的岩石物质中，使其膨胀成一个由黏土制成的大核心，而粘土的密度比岩石小。较大的核心增加了转动惯量，从而使妊神星的旋转速度减慢。

妊神星的快速旋转使其无法形成球体形状，反而使它看起来更像是一个稍微扁平的足球。妊神星最长直径为1960km，最短直径为996km。2017年对其质量和形状的最新估计表明，如果它的密度与冥王星和其他柯伊伯天体（2g/cm3）一致，那么它的快速旋转将使它被拉得更长。因此，妊神星的密度被认为在2.6-3.3g/cm3之间，与月球相当（也是3.3g/cm3）。 妊神星小于阋神星、冥王星，可能小于鸟神星，也可能小于小行星225088，但结合对其密度的估计，妊神星的质量足以达到流体静力学平衡。同时，妊神星是柯伊伯带中第三亮的天体（最亮的天体是冥王星和鸟神星），目视星等为17.3，甚至可以通过大型业余望远镜看到它。其具体物理参数如下：

由于妊神星的旋转和光变曲线的幅度使得研究人员判断它的组成相当困难。根据妊神星的密度判断，其可能涵盖了橄榄石和辉石等硅酸盐矿物（这些矿物构成了太阳系中的许多岩石天体）。

据红外光谱显示，妊神星的大部分表面是被一层相对较薄的冰层覆盖的岩石。其作为典型的柯伊伯带天体可能在过去存在更厚的冰幔，但在形成妊神星碰撞家族的撞击中被炸开。妊神星像雪一样明亮，因为其具有与结晶冰一致的高反照率。表面的光谱模拟表明，66%至80%的平均表面似乎是纯结晶水冰，可能存在氢氰酸或页硅酸盐粘土，也可能存在无机化合物氰化物盐，如氰化铜钾。

科学家根据计算机模型推测，妊神星最内层是粘土（水渗入妊神星中心的岩石中，使其膨胀形成粘土）组成的大核心， 核心周围是一层水冰壳，水冰壳周围是岩石层， 岩石层外还有一层相对较薄的冰层。探测器没有在妊神星上探测到大气层，但是天文学家在豪美亚周围发现了一个环，该环宽约70km。

根据研究人员观测到妊神星的光变曲线并不像均匀椭球体那样是对称的。观测值的两组最小值和最大值之间有明显的不对称性，这表明表面上存在暗区——在赤道上有一个暗斑。其在最小和最大横截面处都可见。研究人员在将B和R光变曲线数据做对比时，发现暗斑比一般表面红。

由于妊神星被水冰覆盖，研究人员通过红外线监测来研究红斑。由于斑点区域显示出轻微但持久的可见光和红外颜色特性，而没有产生一个消色差的亮度变化，表明暗斑不是一个地形特征（如山峰或山谷）。红斑能有效地吸收B波段的光，表明其存在水合矿物。此外，较红的色调可能是受辐照的有机物质。

妊神表面上方约1000km处的有70km宽的环。对于妊神星环形成的解释，IAA-CSIC 研究员何塞·路易斯·奥尔蒂斯在一份新闻稿中表示：由于妊神星的高旋转速度，环系统可能起源于妊神星与另一个物体的碰撞，或者起源于物质的扩散。即它可能是小型杂散太空岩石撞击产生的碎片，甚至可能只是矮行星旋转产生的碎片。

妊神星是外海王星天体，处于海王星的共振轨道中（意味着妊神星会受海王星引力影响）。鉴于其与海王星处于轨道共振状态，它的轨道比碰撞家族的其他成员稍微偏心一些。其绕太阳一周需要285.4个地球年，轨道倾角为28.19°，距太阳的距离是43AU。

根据相关研究，妊神星每3.55小时完成一次旋转（其高速旋转被认为是被其他天体碰撞造成的），高速的自转使得它的形状拉长，并造成它的南北两极距离仅为赤道的一半。妊神星是太阳系中已知物体中自转速度最快的，比任何直径大于100km的已知天体还要快。其平均轨道速度为16191km/h，平均轨道距离为6432011461km。

研究人员通过光变曲线，确定妊神星与其环的轨道共振率为1:3：根据描述行星运动的牛顿万有引力定律，研究人员得出的结论是，环粒子并不以1:3 的共振频率绕妊神星运行，而是以稍微不同的路径周期性地绕其轨道运行，这使它们接近1:3的共振频率， 以上表述表明环粒子绕妊神星旋转3周，妊神星就自转一周。 同时，环的平面与妊神星的赤道平面以及妊神星最大的卫星希亚卡的轨道平面大致重合。

妊神星的两颗卫星比妊神星小得多。最大的希亚卡 (Hi'iaka) 的质量仅为妊神星的0.5%左右，而较小、较暗的纳玛卡 (Namaka) 的重量仅为妊神星的0.05%左右。这两颗卫星都被认为是由几乎纯净的水冰组成，天文学家认为妊神星可能很久以前就与另一个大型天体相撞了。如果属实，这或许可以解释这颗矮行星的奇怪形状和快速自转。这次碰撞留下的碎片可能聚集在一起形成了卫星。

希亚卡是较大的外卫星，它的直径约为310km。它每49天绕妊神星公转一周，距离为49500km。其于2005年1月26日被加州理工学院的迈克·布朗领导的天文学家小组发现。当加州理工学院的团队发现希亚卡时，他们仍坚持圣诞节主题，为其取名为“鲁道夫”。

纳玛卡的直径约170km，每34.7天绕妊神星公转一次。其也是由迈克·布朗领导的天文学家小组于2005年6月30日被发现的，并为其取名为“闪光”。

天文学家在2007年使用夏威夷大学的202米望远镜观测了妊神星，目的是在B和R两个波段上观它的光变曲线，并由此确定妊神星上的红斑位置。研究人员发现，通过观测绘制的妊神星光变曲线并不像均匀椭球体那样是对称的，这表明妊神星表面上存在一个黑暗的区域。同时，研究人员通过B和R光变曲线具体数据对比，确定了红斑的精确位置。

2017年1月，安达卢西亚天体物理研究所（IAA-CSIC）的一组研究人员用来自10个不同欧洲天文台的12台望远镜观测妊神星从地球和恒星URAT1 533-1825之间经过的过程。妊神星“掩映”恒星的每个时刻，研究人员都对光线变化进行了精细测量，并由此计算出了妊神星的直径、形状、亮度和密度。同时，望远镜网络发现，当妊神星正好遮挡住恒星的前后，恒星光线轻微地变弱，这表明了有星环存在。

美国航空航天局科学家，包括位于马里兰州格林贝尔特的戈达德太空飞行中心的博士后杰西卡·诺维洛（Jessica Novilo），利用计算机模拟研究了妊神星及其家族是如何形成的。研究人员首先“拆开”妊神星，然后从头开始重建，目的是了解形成这颗矮行星的化学和物理过程。他们在重建的过程中首先输入了有关妊神星的三项数据；它的估计大小、估计质量，自转周期。通过这些信息，计算机模型修正了此前对妊神星大小、质量和密度的推测，并对其核心大小和密度进行了推测。利用这些推测，诺维洛能够确定妊神星的质量如何分布以及该分布如何影响其自转。