鬩神星

初次測量： ≤1170 (2010)

mass = kg}}

0.002 地球質量

surface_area = (1.70±0.02)×107 km2

density= 2.25–2.5 g/cm3

surface_grav = ~0.8 m/s2

sidereal_day = 14.56±0.10 d

albedo = 0.86±0.07

temperatures = yes

temp_name1 = （近似值）

mintemp1 = 30K

meantemp1 = 42.5K

maxtemp1 = 55K

spectral_type = B-V=0.78, V-R=0.45

magnitude = 18.7

abs_magnitude = −1.19±0.3

angular_size = 40 毫弧秒

pronounce = 中文：Xìshénxīng 希臘語：Έρις

adjectives = Eridian

}}

鬩神星（小行星序號：136199 Eris，符號：執行的天體中質量排名第九。它估測直徑約為公里，比冥王星重約 27%（但冥王星的體積更大一些），質量約為地球質量的 0.27%。它由米高・布朗、乍德・特魯希略和大衛・拉比諾維茨在 2005 年 1 月 5 日，從一堆於 2003 年 10 月 21 日拍攝的相片中發現，並在 2005 年 7 月 29 日與 2003 EL61 一起公佈。當時它的暫時編號為 2003 UB313，暱稱為西娜（Xena，是美國電視劇《戰士公主西娜》的女主角）。

鬩神星於 2005 年 7 月位於距離太陽 97 個天文單位遠的位置，而它的軌道極為傾斜，公轉週期為 557 年。它被分類為黃道離散天體（偏離地球軌道平面的星體）。在 2006 年 8 月之「第 26 屆國際天文學大會」上，把 2003 UB313 劃入矮行星之列，賦與小行星編號 136199 號，並以希臘神話中的鬩神厄里斯（Ἒρις）命名。

因為鬩神星看起來比冥王星要大，所以一開始它的發現者和 NASA (美國國家太空總署) 把其稱之為太陽系的第十大行星。但隨著其他類似大小天體的陸續發現，符合行星定義的太陽系天體數量驟增，促使國際天文聯合會第一次重新進行行星定義。根據 2006 年 8 月 24 日的 IAU 的行星定義 ，鬩神星是一個同冥王星、穀神星、妊神星、鳥神星一樣的矮行星。

2010 年 11 月 6 日，對鬩神星掩星的初步結果顯示，其直徑約 2326 公里，誤差 ±12 公里，只和冥王星相當 。從標準差來評估，現在還很難確定鬩神星和冥王星哪個更大。估計兩者固體直徑都在 2330 公里左右。

發現

鬩神星由邁克爾・E・布朗、查德・特魯希略和戴維・拉比諾維茨利用 2003 年 10 月 21 日的照片在 2005 年 1 月 5 日分析發現的。這個發現在 7 月 29 日釋出，同一天還發布了鳥神星，2 天后釋出了妊神星。發現鬩神星的團隊，在以往幾年已有系統地找尋大型太陽系外圍天體。他們曾發現了另外數個海王星外天體，包括創神星、亡神星和小行星 90377。

2003 年 10 月 21 日，他們在美國加里福尼亞州帕洛瑪天文臺的 48 英寸塞繆爾・奧斯欽望遠鏡作例行觀察。由於鬩神星移動緩慢，小組的影像自動分析軟體沒有發現該星體。當時為了降低假陽性的比例，軟體把移動低於 1.5 弧秒 / 小時的物體排除在外。賽德娜發現的時候其移動是 1.75 弧秒 / 小時。受此啟發，研究小組用更低一點的角度移動限制，再次分析了以前的資料，並人工排查。2005 年 1 月，再次分析的資料才揭示了鬩神星在背景星空下的緩慢移動。

該團體原計劃推遲公佈他們的發現，直至後續的觀察能更準確決定它的大小和質量。但他們顯然受到了西班牙其他小組搶先發表的巨大壓力，而不得不提前公佈這一重大發現。

2005 年 10 月，更深入的觀測發現，鬩神星有一個衛星，之後被命名為迪絲諾美亞。觀測迪絲諾美亞的軌道使得科學家能夠測定鬩神星的質量。2007 年 6 月，觀測結果顯示鬩神星的質量大約是 (1.66 ± 0.02) kg，比冥王星重 27%。

命名

根據小行星的命名常規，此星體的臨時命名 2003 UB313。發現者有權決定它的名字，只要獲國際天文聯盟認可。在發現者的網站中，此小行星使用了「Lila」這名字（取名自美國加州理工學院天文學家布朗的女兒 Lilah）。該發現後來在 指這是「一個感情用事的父親在大清早對網站的命名」。

因為它的體積比冥王星大，它曾經會被考慮成為太陽系的第十行星。但由於現時已發現多個與冥王星大小相若的天體，冥王星作為行星的看法再次受到考驗，以至於最終與冥王星一起被劃歸為矮行星，2006 年 9 月 7 日被國際小行星中心正式編號為小行星 136199 號，並以希臘神話中的不和女神厄里斯命名為「Eris」。

2.1 中文命名

發現之初，中文的名稱頗為紛亂，有採用音譯者，亦有意譯者，莫衷一是。2007 年 6 月 16 日，在揚州召開的天文學名詞審定委員會工作會議上，名詞委委員、臺灣代表和特約代表共 21 人，鑑於發現矮行星 Eris 影響太陽系的行星分類與定義，經過大家充分的意見表達與溝通後，以兩階段投票表決的形式敲定了中文採用意譯，譯名為「鬩神星」；同時將其衛星 Dysnomia 定名為「鬩衛一」。

《華西都市報》曾報導該星早在六十多年前就被劉子華用《易經》推測出，稱為「木王星」，引起風潮，但實際上是偽科學報導。

大小

太陽系內星體的光度，同時取決於它的大小和它的反照率（反射光線的量）。如能找出它與太陽的距離及它的反照率，它的半徑就能透過它的視星等找出來，反照率較高意味著半徑較小。現時，鬩神星的反照率仍未找出，所以它的確實大小仍有待確定。但是，天文學家已計算出，即使它的反照率達到 1.0（最高），它計算出來的大小仍會有冥王星那樣大。然而，該小行星的反照率肯定不會到 1（大部分古柏帶星體都很暗），所以我們能認定它的大小應會較冥王星大一些。人們現時猜測它的反光度應會與冥王星接近，大約 0.6 左右，估計它的直徑約為 2,900 公里。

史匹哲太空望遠鏡可推斷該天體的大小上限，但因為某種技術上的錯誤，使它未能作出首度對鬩神星的觀測。在問題解決後，它於 2005 年 8 月 23 日至 8 月 25 日成功作出觀測，並推斷其直徑約為 2,700 公里，比冥王星的 2,274 公里大 20%。雖然這些資料在日後或會改動，但布朗已斷定 2003 UB313 比冥王星大，並打賭如果它真的比冥王星小，他會把望遠鏡吃掉。

為了更準確量度 2003 UB313 的半徑，發現者小組動用了哈伯望遠鏡作出觀測。一顆直徑 3,000 公里的天體在 97 AU 的距離外，其角度大小會是 0.04 角秒，哈伯望遠鏡有能力直接觀測得到。雖然接近它的能力極限，但憑藉不少影像處理技術，他們仍可計算出準確數字。在之前，他們也曾使用同樣的方法，直接量度出小行星「創神星」的半徑。

2006 年 2 月號的《自然》雜誌，刊出了馬克斯・普朗克學會的毫米波段射電天文學（Max Planck Institute for Radio Astronomy at Millimeter wavelengths，簡稱 IRAM）小組在 1.2 毫米電磁波下對鬩神星的間接測量資料，該小組公佈 2003 UB313 的直徑為 3,000 千米。但哈伯望遠鏡於 2005 年 12 月 9-10 日直接測量的 結果 顯示其直徑僅有 2384±96 公里左右。

表面和大氣層

在確定本小行星的發現之後，科學家利用光譜儀對鬩神星進行詳細觀測。他們於 2005 年 1 月 25 日動用了位於夏威夷的 8 米口徑北雙子望遠鏡進行觀測，並從光譜儀的紅外線資料發現小行星表面有甲烷冰。這意味著鬩神星的表面與冥王星很相似。這是除了冥王星外，第二個含有甲烷的海王星外天體天體。另一方面，海衛一的表面也擁有甲烷，使人們認為它也與海王星外天體有關。由於甲烷的高揮發性，這表明鬩神星經常都處於太陽系的遠處，使它的甲烷冰不會因為來自太陽的輻射熱而揮發。

由於鬩神星的遙遠的偏心軌道，估計表面溫度在 - 243 到 - 217°C 之間（30 到 56K）不像冥王星和海衛一一樣略帶紅色，鬩神星呈現出灰色。冥王星的微紅色是由表面沉積的託林所反映出來的。這些沉積物使得表面更加灰暗，更低的反射率會導致較高的溫度並使甲烷蒸發。與此相反，鬩神星離太陽足夠遠，即使表面反射率較低也能夠使甲烷能夠在其表面凝結。這些在行星表面凝結的甲烷能夠更加降低反射率並覆蓋任何紅色的託林。

即使鬩神至太陽的距離比冥王星要遠三倍，它也有至太陽足夠近的時候，表面溫度升高至部分的冰都開始昇華。甲烷是極易揮發的，其存在說明要麼鬩神星一直處於遠離太陽系的位置從而保持甲烷冰的存在，要麼就是星體內有一個甲烷的內部來源來補充從大氣中逃脫的氣體。這和另一個新發現的海王星外天體，妊神星表面不同。妊神星表面覆蓋的是水而不是甲烷。

衛星

2005 年間，夏威夷凱克望遠鏡的調適光學小組使用了新的雷射導引星調適光學系統，對四顆最亮的古柏帶天體進行觀測，分別為冥王星、鳥神星、妊神星及鬩神星。當時鬩神星被臨時命名為 “齊娜”。在 9 月 10 日的觀測結果中，他們發現有一顆衛星繞著 “齊娜” 執行。布朗的研究小組使用 “加百利” 作為這個衛星的暱稱，因為加百利是電視劇《齊娜武士公主》中齊娜的密友。當 IAU 給予鬩神星正式名字的時候，這個衛星被命名為迪絲諾美亞（Δυσνομία），即希臘神話中鬩神厄里斯之女，而中文譯名則為鬩衛一。