在赋予永久名称之前，加州理工学院的发现团队内部用“Santa” （圣诞老人英文为Santa Claus）这个绰号，因为妊神星是他们在2004年圣诞节之后的12月28日发现的。2005年7月，西班牙团队第一个向小行星中心提出发现声索。2005年7月29日，根据西班牙团队发现照片的日期，妊神星被授予临时名称2003 EL61。2006年9月7日，它被官方批准以（136108）2003 EL61的编号编入小行星目录。

遵循国际天文学联合会当时制定的准则，经典的柯伊伯带天体应以与创造有关的神话人物命名，2006年9月，为了“向发现卫星的地方致敬”，加州理工学院团队向国际天文学联合会提交了（136108）2003 EL61及其卫星的夏威夷神话名称。这些名称是由加州理工学院团队的大卫·拉比诺维茨（David Rabinowitz）提出的。哈乌美亚（Haumea）是莫纳克亚天文台（Mauna Kea Observatory）所在地的夏威夷女神。此外，哈乌美亚还被视为大地之母帕帕（Papa）女神，是天空之父瓦基亚（Wākea）的妻子。从这层意义上讲，以Haumea为2003 EL61命名也是恰当的选择，与其他已知的典型柯伊伯带天体不同，妊神星没有厚厚的冰幔包裹着的小型岩石核心，而被认为几乎完全以固态岩石构成。再者，作为繁殖与生育女神的哈乌美亚（Haumea），其众多子女来自她身体上的不同部位；这也契合了在一次远古碰撞中，大量冰物质被剥离出这颗矮行星的事件。妊神星两颗已知的卫星也被认为起源于该事件。它们以哈乌美亚（Haumea）的两个女儿，希亚卡（Hi'iaka，妊卫一）和纳玛卡（Nāmaka，妊卫二）命名。

奥尔蒂斯团队建议使用Ataecina命名的提案不符合国际天文联合会的命名要求，因为阴暗神灵的名字应该用于类冥天体，类冥天体是一类与海王星以3：2稳定共振的外海王星物体。而妊神星则与海王星7：12间歇共振，因此根据某些定义它并不是共振体。这个命名标准在2019年底公布，国际天文学联合会决定将阴暗神灵的名字专门用于类冥天体。

妊神星的公转轨道周期为284地球年，近日点为35 AU，轨道倾角为28°。它于1992年初通过了远日点，当前距太阳50多天文单位（AU）。妊神星的轨道比其碰撞族其他成员的偏心率稍大。据认为这是由妊神星与海王星间较弱的7:12轨道共振导致的。通过古在机制（Kozai effect），将减小的轨道倾角转换为增大的偏心率，妊神星在数十亿年的过程中逐渐改变了其初始轨道。妊神星视星等为17.3，是柯伊伯带中仅次于冥王星和鸟神星的第三明亮的天体（阋神星在矮行星中最亮，但不属于柯伊伯带），使用大型业余望远镜就能轻松观察到。但是，由于行星和大多数太阳系小天体从它们在太阳系原始盘中的形成起就对齐在同一轨道上，因此大多数早期的遥远天体观测都集中在天空中称为黄道的共同平面上。随着对黄道附近的天区被充分探索后，后来的天空观测开始寻找那些轨道倾角较高的天体，以及在天空中的平均运动较慢的远距离天体。当这些观测覆盖到妊神星所在天区时，轨道倾角高、距离黄道甚远的妊神星终被发现。

自2007年以来，科学家发现妊神星与海王星处于间歇性的7:12轨道共振。它的升交点进动约460万年，每个进动周期共振会中断两次，相当于每230万年一次，直到十万年或更久后才恢复。但在2020年，Buie得出了不同的结果，认为妊神星与海王星处于非共振状态。

妊神星在3.9小时内显示出很大的亮度波动，这种长度只能用自转周期来解释。这比太阳系中任何其他已知的平衡态天体都快，而且实际上比直径大于100千米的任何其他已知天体都快。虽然大多数处于平衡状态的旋转体都扁平化为扁球形，但妊神星旋转得如此之快，以至于扭曲成三轴椭球体。如果妊神星旋转得更快，它将变形为哑铃形并一分为二。科学家认为这种快速旋转是一次碰撞产生的，这次碰撞还产生了妊神星的卫星和碰撞家族。

妊神星两颗卫星的轨道几乎完全垂直于地球的天球平面，并且略微偏离它的光环和最外层卫星妊卫一的轨道平面。尽管最初由Ragozzine和Brown于2009年假定为与妊卫一的轨道平面共面，但他们对妊神星卫星的碰撞形成模型始终一致地认为，妊神星赤道平面与妊卫一轨道平面的夹角至少约为1°。2017年，妊神星对恒星的掩星观测证明了这一点，发现了一个与妊卫一轨道平面和妊神星赤道平面大致重合的光环。Kondratyev和Kornoukhov在2018年对掩星数据进行了数学分析，能够约束妊神星赤道相对于其光环和妊卫一轨道平面的相对倾角，发现它们的倾角分别为3.2°±1.4°和2.0°±1.0分别相对于妊神星的赤道。他们对妊神星的北极方向导出了两个解，它们指向赤道坐标（α，δ）=（282.6°，– 13.0°）或（282.6°，–11.8°）。

太阳系天体的大小可根据天体的光学星等、距离和反照率推算出来。对地球观察者而言，亮度越高的天体，要么是由于体积较大，要么是由于具有高反照率。假如可以确定天体的反照率，那么就可以粗略地估计出它们的大小。大多数远距天体的反照率是未知的，但妊神星因为有足够大的体积和亮度而能够测量其热辐射，这为其反照率提供了近似值，并进而能推算出它的大小。然而，妊神星高速的旋转对它的尺寸计算造成了阻碍，根据可变形体的转动物理学可以得出，转速与妊神星相当的天体在100天内就能从平衡形态变形为三轴椭球体。据推测，妊神星亮度波动的主要原因并不是由其自身各处反照率不同导致的，而是从地球观测时侧视图与端视图的交替所致。

妊神星光变曲线的周期和振幅主要受其组成的限制。假如妊神星处于流体静力平衡且密度低于冥王星，这样的话其内部由厚实的冰质地幔包裹小型岩质核心组成，那么它的高速自转会将其自身拉得更长，从而超过其亮度波动所能允许的范围，但这与观测结果不符。因此，妊神星的密度就被限制在了2.6–3.3 g/cm3之间。在此密度范围内的有橄榄石和辉石等硅酸盐矿物，太阳系中许多岩质天体均由这类物质构成。这意味着妊神星的主体由岩石构成，而表面覆盖有一层相对较薄的冰；妊神星曾经是一颗更加典型的柯伊伯带天体，有着厚实的冰幔，但在形成其碰撞家族的那次撞击中，大部分冰质地幔被撞离了该行星

由于妊神星拥有卫星，可用开普勒第三定律从它们的轨道数据计算出系统质量。结果是4.2×1021千克，是冥王星系统质量的28％和月球质量的6％。妊神星系统几乎所有质量集中都在妊神星上。妊神星尺寸的几种椭球模型计算已经完成。 妊神星发现后产生的第一个模型是根据对妊神星光曲线在光波长下的地面观测得出的：它提供了1960至2500千米的总长度和大于0.6的视觉反照率。最可能的形状是三轴椭圆体，尺寸约为2,000×1,500×1,000千米，反照率为0.71。Spitzer太空望远镜的观测结果显示，在70μm的红外波长下，通过光度学测得的直径为1,150+250-100千米，反照率为0.84+0.1-0.2。随后的光曲线分析表明等效球直径为1450千米。2010年，对赫歇尔太空望远镜的测量结果与较旧的斯皮策太空望远镜的测量结果进行了分析，得出了关于妊神星等效直径的新估计值，约为1300千米。这些独立的尺寸估算值在大约1400千米的平均几何直径处重叠。 2013年，赫歇尔太空望远镜测得的妊神星的等效圆直径约为1,240+69-58千米。

然而，2017年1月妊神星对恒星掩星的观察结果对所有这些结论产生了怀疑。 妊神星的测量形状虽然如先前所推测的那样伸长了，但似乎具有明显更大的尺寸，根据获得的掩星数据，妊神星最长轴的直径大约与冥王星相当，而两极直径大约是冥王星的一半。根据观察到的妊神星形状计算出的密度约为1.8 g / cm3，这与其他大型外海王星天体的密度相符。尽管妊神星似乎是发现的最大的外海王星天体之一，但最终的形状似乎与流体静力平衡的均匀物体不一致，妊神星小于阋神星（Eris）、冥王星（Pluto）、与鸟神星（Makemake）相近，也可能与共工星（Gonggong）相近，大于塞德娜（Sedna）、创神星（Quaoar）和亡神星（Orcus）。

一项2019年的研究试图通过使用妊神星作为内部分化天体的数值模型来解决妊神星形状和密度的矛盾。研究发现约为2100×1680×1074千米的尺寸（以25千米为间隔对长轴进行建模）与2017年掩星期妊神星的观测形状最匹配，同时也与表面和核心一致流体静力平衡中的椭球形状。修正后的妊神星形状解决方案意味着，其核心约为1626×1446×940千米，有着约为2.68 g/cm3的相对较高的密度，主要由水合硅酸盐（如高岭石）组成。岩质核心被冰质地幔包裹，地幔厚度范围从两极的70千米左右到最长轴的170千米，不超过妊神星的质量的17％。 妊神星的平均密度估计约为2.018 g/cm3，反照率约为0.66。

2005年，双子座望远镜和凯克望远镜获得了妊神星光谱，该光谱显示出与冥卫一表面相似，富含大量结晶水冰。这非常奇特，因为结晶水冰是在110K以上的温度下形成的，而妊神星的表面温度是在50K以下，在此温度下通常会形成无定形冰。此外，在宇宙射线的持续照射和太阳高能粒子对外海王星天体的轰击下，结晶冰的结构很难保持稳定。在这种轰炸下，结晶冰恢复为非结晶冰的时间通常约为一千万年，然而，外海王星天体已经在其当前的低温位置上存在了数十亿年。辐射损伤也会使跨海王星物体的表面变红和变暗，在这种物体中，有机化合物冰和类托林化合物的常见表面材料都存在，就像冥王星一样。因此，光谱和色指数观测结果显示，妊神星及其家族成员曾在近期曾经历过表面翻新的事件，重新覆盖上了一层冰。但是还没有一种可以合理解释其表面翻新机制的理论。

妊神星表面雪亮，反照率的范围在0.6－0.8之间，与其富含结晶冰的推论一致。其他大型外海王星（例如阋神星）的反照率似乎相似或更高。[50]表面光谱的最佳拟合模型表明，妊神星表面的66％至80％似乎是纯结晶水冰，导致高反照率的另一种物质可能是氰化氢或层状硅酸盐。也可能存在无机氰化物盐，例如氰化铜钾。

然而，对可见光谱和近红外光谱的进一步研究表明，妊神星的同态表面（homomorphous surface）覆盖有无定形冰和结晶冰的混合物，其混合比例为1:1，有机物成分含量不超过8%。氨水合物的缺少导致冰火山无法存在，观测结果也证实了碰撞事件是在一亿年以前发生的，这与动态研究的结论相吻合。相比于鸟神星。妊神星光谱中的甲烷含量稀少，这与其在热碰撞史中失去挥发物的事件一致。

除了因天体形状而引起的妊神星光变曲线的大幅波动（均等地影响所有颜色）外，可见光和近红外波长中均出现较小的独立颜色变化，从而显示出表面上颜色和反照率均不同的区域。更具体地讲，2009年9月在妊神星明亮的白色表面上看到了一个大的深红色区域，这可能是一个撞击特征，表明该区域富含矿物质和有机化合物（富含碳的），或者结晶冰的比例更高。因此，如果不是那么极端的话，妊神星的表面可能会让人联想到冥王星。

2017年1月21日，妊神星对恒星的掩星观测发现了妊神星周围存在一个光环，并刊载于2017年10月的《自然》杂志。这是在外海王星天体中发现的第一个光环系统。该环的半径约为2287公里，宽度约为70公里，不透明度为0.5。光环完全处于妊神星的洛希极限（Roche limit）之内，如果妊神星是球形的，则洛希半径约为4,400 km（非球形将使洛希极限变得更远）。光环平面相对于妊神星的赤道平面倾斜3.2°±1.4°，并且与其较大的外层卫星妊卫一的轨道平面大致重合。光环还与妊神星的自转（距离妊神星中心的半径2285±8 km）接近1：3轨道共振。估计光环贡献了妊神星总亮度的5％。

在2019年发表的关于光环粒子动力学的研究中，Othon Cabo Winter及其同事发现，光环与妊神星自转的1：3共振是动态不稳定的，但相空间中存在一个与妊神星光环的位置一致的稳定区域。这表明光环粒子起源于接近于共振但不属于共振的圆形周期性轨道。

已发现两颗小型卫星绕着妊神星运行，分别是妊卫一（Hiʻiaka）和妊卫二（Namaka），小行星MPC编号分别为(136108)Haumea I和(136108)Haumea II。2005年，迈克尔·E·布朗（Mike E. Brown）和大卫·拉比诺维茨（Darin Ragozzine）在凯克天文台对妊神星的观测时发现了它们。

妊卫一最早被加州理工学院团队昵称为鲁道夫（Rudolph，圣诞老人的雪橇驯鹿之一），在2005年1月26日被发现。它是两颗卫星中靠外的一颗，直径约310公里，更大且更亮，沿着一条圆形轨道以49天为周期绕妊神星运行。红外光谱在1.5和2微米处具有很强的吸收特性，与几乎纯净的结晶水冰覆盖了大部分表面的情况一致。这样的异常光谱，以及在妊神星上的相似吸收线，布朗及其同事得出结论：该系统形成的模型不太可能是捕获，妊神星卫星只能可源于妊神星本身的碎片。

妊卫二是妊神星的较小的靠内的卫星，于2005年6月30日被发现，绰号为布利岑（Blitzen，圣诞老人的雪橇驯鹿之一）。它只有妊卫一的质量的十分之一，它在高度椭圆形的非开普勒轨道中以18天为周期绕妊神星运行，截至2008年，它与较大的卫星倾角为13°。相对较大的偏心率以及卫星轨道的相互倾斜是出乎意料的，因为这些本来应该受到潮汐影响的衰减。由此，有推测认为，妊神星系统可能在相对近期内曾通过了较强的3:1共振区域，所以它的卫星才能具有如此独特的轨道。

妊神星两颗卫星的轨道几乎完全垂直于地球的天球平面，而妊卫二会周期性期掩食妊神星。观测这些凌星现象，我们可以得出妊神星及其卫星的精确尺寸与形状，就像1980年代后期得出冥王星及冥卫一的那样。掩食发生时，妊神星系统会经历微小的亮度变化，系统亮度的微小变化，中等口径以上的专业望远镜能够观测到这一变化。妊卫一上次对妊神星的掩食发生在1999年，但当时天文学家们尚未发现该系统，而下次妊卫一掩食将发生在130年之后。然而，出于规则卫星的独特情况，妊卫一会强烈地扭曲妊卫二的轨道，从而令妊卫二对妊神星的掩食现象可以持续多年出现。

妊神星是其碰撞家族的最大成员，碰撞家族是一组天体，具有相似的物理和轨道特征，被认为是较大的前身被撞击击碎后形成的。这个家族是第一个在外海王星天体中被发现的家族，除了妊神星及其卫星外，还包括(55636)2002TX300（≈364千米），(24835)1995SM55（≈174千米），(19308)1996TO66（≈200千米），(120178)2003OP32（≈230千米）和(145453)2005RR43（≈252千米）。布朗及其同事认为，该家族是导致妊神星冰质地幔脱离的撞击产物，[33]但是后来认为其中有更复杂的缘由：初次撞击产生的碎片形成了妊神星的一个大卫星，之后该大卫星又遭受第二次撞击解体，产生的碎片向外扩散。根据后一种猜测推算出的的碎片扩散速率，与测量出的碰撞族成员速率更加吻合。

碰撞族的存在可能意味着妊神星及其“后代”可能起源于离散盘。在在太阳系的历史上，当前空旷的柯伊伯带发生这种撞击的概率不超过0.1%。早期的柯伊伯带更密集，而妊神星族在当时可能还未形成，因为如此密集的星族会被海王星外迁到柯伊伯带的运动所破坏——据信这也是柯伊伯带当前低密度的原因因此，碰撞概率较高的动态离散盘区域更有可能是妊神星及其家族的诞生之地。

由于该星族的天体到达当今彼此远离的位置至少需要上十亿年，所以造成妊神星族的碰撞被认为是在太阳系历史的早期发生的。

乔尔·庞西（JoelPoncy）及其同事计算了妊神星飞掠任务的航程，如果在2025年9月25日的发射，通过木星引力加速后可能需要14.25年。当飞船抵达时，妊神星距离太阳为48.18AU。 若发射日期为2026年11月1日，2037年9月23日和2038年10月29日，可用16.45年的飞行时间达到。妊神星可以成为探测任务的目标，开展这项工作的一个示例，是对妊神星探测器的初步研究（35-51AU）。探测器质量，动力源和推进系统是这类任务的关键技术领域。