物理屬性
由于妊神星帶有衛星，可以根據開普勒第三定律由衛星軌道計算出該系統的質量。其結果為4.2×10克，為冥王星系統質量的28%，月球質量的6%。幾乎所有的質量都集中在妊神星上。
大小、形狀和構成
太陽系天體的大小可根據天體的光學星等、距離和反照率推算出來。對地球觀察者而言，亮度越高的天體，要麼是由于體積較大，要麼是由于具有高反照率。假如可以确定天體的反照率，那麼就可以粗略地估計出它們的大小。大多數遠距天體的反照率是未知的，但妊神星因為有足夠大的體積和亮度而能夠測量其熱輻射，這為其反照率提供了近似值，并進而能推算出它的大小。然而，妊神星高速的旋轉對它的尺寸計算造成了阻礙，根據可變形體的轉動物理學可以得出，轉速與妊神星相當的天體在100天内就能從平衡形态變形為不等邊橢球形。據推測，妊神星亮度波動的主要原因并不是由其自身各處反照率不同導緻的，而是從地球觀測時側視圖與端視圖的交替所緻。
妊神星光變曲線的周期和振幅主要受其構成的限制。假如妊神星的密度低于冥王星，是由厚實的冰幔包裹小型岩心構成，那麼它的高速自轉會将其自身拉得更長，從而超過其亮度波動所能允許的範圍，但這與觀測結果不符。因此，妊神星的密度就被限制在了2.6–3.3g/cm之間。在此密度範圍内的有橄榄石和輝石等矽酸鹽礦物，太陽系中許多岩石類天體均由這類物質構成。這意味着妊神星的主體由岩石構成，而表面複蓋有一層相對較薄的冰；妊神星曾經是一顆更加典型的柯伊伯帶天體，有着厚實的冰幔，但在形成其碰撞家族的那次撞擊中，大部分冰體被撞離了該行星。
處于流體靜力平衡下的天體，如果給定其自轉周期和大小，則随着密度的增加，其形狀将越來越接近球形。以妊神星已知的精确質量、自轉周期和預測的密度推算，可知其處于橢球平衡中：其最長軸應該接近于冥王星的直徑，而最短軸約有冥王星直徑的一半。由于尚未直接觀測到妊神星或其衛星的掩星現象，因此暫時無法像冥王星那樣，準确測量出它的大小。
當前，天文學家們已為妊神星的大小推算了數個橢球模型。第一個模型産生于妊神星發現之初，由地基天文台觀測所得光變曲線的光學波長推算出：總直徑在1,960到2,500千米之間，可見光反照率（pv）大于0.6。最有可能的形狀是三軸橢球體，大小約為2,000×1,500×1,000千米，反照率為0.71。
根據斯皮策空間望遠鏡的觀測結果，妊神星的直徑為1,150+250−100千米，反照率為0.84+0.1−0.2，紅外測光得出的紅外線波長為70微米。後來對光變曲線的分析表明，妊神星的等效圓直徑為1,450千米。2010年，綜合斯皮策望遠鏡和赫歇爾空間天文台的測量結果分析，得出了妊神星新的等效圓直徑約為1,300千米。根據上述獨立推算的數據，可得出妊神星的幾何平均直徑約為1,400千米。這讓妊神星跻身于最大的海王星外天體之列，僅次于阋神星、冥王星，有可能次于鳥神星，故位列第三或第四；大于賽德娜、亡神星和創神星。
表面
除了天體形狀導緻光變曲線在所有色指數上同時産生劇烈波動外，在可見光和近紅外線波段上，也還存在着較小的各色獨立的變化；這表明妊神星表面有部分區域的顔色和反照率都與其他地區不同。特别的，在妊神星亮白色的表面上可以觀測到一塊暗紅色的區域，這意味着這一地區富含礦物和有機（富碳）化合物，或者結晶冰的成分比更高。由此，假如妊神星的環境沒有那麼極端的話，其表面上的這塊斑點可能會讓人聯想到冥王星。
2005年，雙子星天文台和凱克天文台的望遠鏡獲取到的妊神星光譜表明，妊神星表面類似于冥衛一，富含大量結晶水冰。這一發現是獨特的，因為結晶冰形态形成于110K的溫度下，而妊神星的表面溫度低于50K，在此溫度下通常會形成無定形冰。此外，在宇宙射線的持續照射和太陽高能粒子對海王星外天體的轟擊下，結晶冰的結構很難保持穩定。
在這些轟擊下，結晶冰通常需要數千萬年的時間轉化為無定形冰，而在幾千萬年前，海王星外天體就一直處于和如今相同的低溫位置上。此外，輻射損害還會讓海王星外天體的表面出現有機冰和類tholin成分，從而變得更紅更暗，冥王星正是如此。因此，光譜和色指數觀測結果顯示，妊神星及其家族成員曾經曆過表面翻新的事件，重新複蓋上了一層冰。但是，當前前還沒有提出一種可以合理解釋其表面翻新機制的理論。
妊神星表面雪亮，反照率的範圍在0.6－0.8之間，與其富含結晶冰的推論一緻。阋神星等部分大型海王星外天體的反照率與妊神星相仿或更高。根據表面光譜的最佳拟合模型，妊神星表面有66%至80%的區域被純結晶水冰複蓋；為高反照率作出貢獻的另一種物質可能是氰化氫或層狀矽酸鹽。銅鉀等無機氰化鹽亦有可能存在。
然而，對可見光譜和近紅外光譜的進一步研究表明，妊神星的同态表面（homomorphoussurface）複蓋有無定形冰和結晶冰的混合物，其混合比例為1:1，有機物成分含量不超過8%。氨水合物的缺少導緻冰火山無法存在，觀測結果也證實了碰撞事件是在一億年以前發生的，這與動态研究的結論相吻合。相比于鳥神星，妊神星光譜中的甲烷含量稀少，這與其在熱碰撞史中失去揮發物的事件一緻。
2009年9月，天文學家在妊神星亮白色的表面上發現了一大塊暗紅色的斑點，這有可能是一次撞擊的遺迹。造成該地區顔色與衆不同的成因暫且未知，有可能是由于這一地區較其他地區的礦物和有機化合物含量更高，或存在着更多的結晶冰。
發現
共有兩個團隊主張自己才是妊神星的發現者。2004年12月28日，由加州理工學院的邁克爾·E·布朗（MikeE.Brown），耶魯大學的大衛·拉比諾維茨（DavidRabinowitz）和夏威夷雙子座天文台的查德·特魯希略（ChadTrujillo）組成的團隊在2004年5月6日拍攝的圖像上發現了妊神星。2005年7月20日，他們發表了一份報告的在線摘要，這份報告将在2005年9月的一場會議上宣布該發現。與此同時，西班牙内華達山脈天文台的安德魯斯天體研究所的何塞·路易斯·奧爾蒂斯·莫雷諾（JoséLuisOrtizMoreno）及其團隊，在2003年3月7日至10日拍攝的圖像上發現了妊神星。2005年7月27日晚，奧爾蒂斯将其發現通過電子郵件發送給了小行星中心MPC。
布朗最初承認奧爾蒂斯的獨立發現，在西班牙團隊宣布該發現的前一天，西班牙天文台曾經訪問過他的觀察日志，布朗便懷疑西班牙團隊存在欺詐行為。布朗的日志包含足夠多的信息，以使奧爾蒂斯團隊可以在其2003年的圖像中識别妊神星，後來西班牙團隊再次訪問了他的日志，而這正好是奧爾蒂斯排到望遠鏡時間用以獲取确認圖像，以便在7月29日向小行星中心進行再次确認。奧爾蒂斯後來承認了他曾訪問過加州理工學院的觀察日志，但他否認了所有指控，表示他們僅僅是為了驗證這是不是一顆新天體。其實早在1955年3月22日，人們就獲得了妊神星的原始圖像，但沒人注意到它。
國際天文聯合會（InternationalAstronomicalUnion，IAU）的協議規定，凡是首先向小行星中心（MPC）提交報告并提供足夠位置數據以判定其軌道的人，享有發現者的榮譽并擁有優先命名權。國際天文學聯合會于2008年9月17日宣布妊神星的發現，并由為候選矮行星建立了雙個命名委員會，但未提及任何發現者。發現地點被列為西班牙内華達山脈天文台，但選擇的名稱Haumea是加州理工學院的提議。奧爾蒂斯團隊提出的名字Ataecina是古伊比利亞的春天女神，作為一個陰暗神靈比較适合類冥天體的命名規則，但不适合命名妊神星。
命名
在賦予永久名稱之前，加州理工學院的發現團隊内部用“Santa”（聖誕老人英文為SantaClaus）這個綽号，因為妊神星是他們在2004年聖誕節之後的12月28日發現的。2005年7月，西班牙團隊第一個向小行星中心提出發現聲索。2005年7月29日，根據西班牙團隊發現照片的日期，妊神星被授予臨時名稱2003EL61。2006年9月7日，它被官方批準以（136108）2003EL61的編号編入小行星目錄。
遵循國際天文學聯合會當時制定的準則，經典的柯伊伯帶天體應以與創造有關的神話人物命名，2006年9月，為了“向發現衛星的地方緻敬”，加州理工學院團隊向國際天文學聯合會提交了（136108）2003EL61及其衛星的夏威夷神話名稱。這些名稱是由加州理工學院團隊的大衛·拉比諾維茨（DavidRabinowitz）提出的。哈烏美亞（Haumea）是莫納克亞天文台（MaunaKeaObservatory）所在地的夏威夷女神。
此外，哈烏美亞還被視為大地之母帕帕（Papa）女神，是天空之父瓦基亞（Wākea）的妻子。從這層意義上講，以Haumea為2003EL61命名也是恰當的選擇，與其他已知的典型柯伊伯帶天體不同，妊神星沒有厚厚的冰幔包裹着的小型岩石核心，而被認為幾乎完全以固态岩石構成。再者，作為繁殖與生育女神的哈烏美亞（Haumea），其衆多子女來自她身體上的不同部位；這也契合了在一次遠古碰撞中，大量冰物質被剝離出這顆矮行星的事件。妊神星兩顆已知的衛星也被認為起源于該事件。它們以哈烏美亞（Haumea）的兩個女兒，希亞卡（Hi'iaka，妊衛一）和納瑪卡（Nāmaka，妊衛二）命名。
奧爾蒂斯團隊建議使用Ataecina命名的提案不符合國際天文聯合會的命名要求，因為陰暗神靈的名字應該用于類冥天體，類冥天體是一類與海王星以3：2穩定共振的外海王星物體。而妊神星則與海王星7：12間歇共振，因此根據某些定義它并不是共振體。這個命名标準在2019年底公布，國際天文學聯合會決定将陰暗神靈的名字專門用于類冥天體。
