介紹信息
名字命名
鬩神星 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，只要獲國際天文學聯合會認可。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”。
鬩神星曾經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，並命名為“厄里斯”。
中文命名
發現之初，中文的名稱頗為紛亂，有採用音譯的“厄里斯”，也有意譯的“ 鬧神星”、“ 亂神星”等，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、台灣同仁和特約代表共21人，有鑒於矮行星Eris的發現對太陽系組織結構的重大影響，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”。
厄里斯 “鬩神星”這個名字，是取自水木社區BBS中，網友littledrunk於2006年9月19日發表的文章。鬩，xì ， 音“隙、細”，不和，爭吵的意思。
《詩經·小雅·常棣》：“兄弟鬩於牆，外御其侮。”意思是兄弟們雖然在家裡爭吵，但能一致抵禦外人的欺侮。比喻內部雖有分歧，但能團結起來對付外來的侵略。
《論語》：吾恐季孫之憂，不在顓臾，而在蕭牆之內也。
鬩：會意。從門（斗），從兒，兒亦（ní）聲。兒，善訟者。本義：不和，爭吵。
鬩，恆訟也。——《說文》
兄弟讒鬩。——《國語·周語》
發現
發現鬩神星的團隊，在以往幾年已有系統地找尋大形太陽系外圍天體。他們曾發現了另外數個海王星外天體，包括（50000)夸奧瓦及（90377)塞德娜。在2003年10月31日，他們在美國加里福尼亞州帕洛瑪天文台的48英寸 Samuel Oschin 反射望遠鏡作例行觀察，但拍攝得來的影像，遲至2005年1月，才從透過對比背景星空下，從它緩慢的移動中被發現。接著的觀察，初步找出它的軌道位置，以其估計它的直徑和大小。該團體原計畫押後公布他們的發現，直至後續的觀察能更準確決定它的大小和質量。
鬩神星 但他們顯然受到了被其他人搶先發表的巨大壓力，而不得不提前公布這一重大發現。此天體並非行星X，行星X中的X的意思是未知，而不是羅馬數字中的10，歷史上發現的第一個行星X是冥王星。
據英國《每日郵報》報導，這是在2005年發現的，利用在智利的一架天文 望遠鏡，天文學家終於精確計算了兩個相似 行星的距離， 鬩神星到 太陽的距離是 冥王星到太陽的三倍 。分布在 全球的26個望遠鏡被要求注意這個事件，但是只有在智利的三個望遠鏡於2010年11月設法完成了觀測。包括運用TRAPPIST望遠鏡的歐洲天文學研究組織對於這個觀察非常奇怪，因為鬩神星應該非常大。它位於遙遠的柯伊伯帶，在557年的運行時間超越了海王星的軌道。雖然這是來自距太陽大約45億英里的地方，但它仍然是一個非常明亮的行星，幾乎反射了全部的光線。這使得天文學家相信這將是一個比冥王星更公平的說法，這是一個比冥王星多36.7億英里的太陽系邊沿行星。他們認為鬩神星的光就像一層薄薄的霜裹在上面，比剛下的雪落在地球上還要亮。分析小組的瑪麗·居里和皮埃爾等已經將該觀測結果發表在《 自然》 雜誌上 。
早期探索
鬩神星 鬩神星由麥可·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。鳥神星，2天后發布了妊神星。 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台的48英寸 Samuel Oschin反射望遠鏡作例行觀察。由於鬩神星移動緩慢，小組的圖像自動分析軟體沒有發現該星體。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，再次分析了以前的數據，並人工排查。
最後發現
2005年1月5日，再次分析的數據才揭示了鬩神星在背景星空下的緩慢移動。該團體原計畫推遲公布他們的發現，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，而不得不提前公布這一重大發現。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決定鬩神星的質量。2007年6月，觀測結果顯示鬩神星的質量大約是 (1.66 ± 0.02）×10kg，比冥王星重27%。
有關資料
大小
鬩神星 太陽系中星體的光度，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縠出來，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（大部分柯伊伯帶星體都很暗），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。
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2700公里，比冥王星的2274公里大20%。雖然這些數據在日後或會改動，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。
在2015年7月，美國新視野號探測器到達最接近冥王星的位置，拍下迄今為止最清晰的冥王星照片，依據美國航天局7月13日公布的最新數據，冥王星直徑約為2370公里，誤差值為上下20公里。這一大小超過了長期被認為大過冥王星的鬩神星，後者直徑約為2326公里，誤差值為上下12公里。所以以新視野號測定的數據，鬩神星要比冥王星小。
半徑
為了更準確量度2003 UB313的半徑，發現者小組動用了哈勃望遠鏡作出觀測。一顆直徑3000公里的天體在97AU的距離外，其角度大小會是0.04角秒，哈勃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，直接量度出小行星的半徑。
測量數據
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數據，該小組公布2003UB313的直徑為3,000千米，但哈勃望遠鏡於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
鬩神星 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，並從光譜儀萠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攝氏度之間（30到56開）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托林所反映出來的。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托林。 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，表面溫度升高至的部分冰都開始升華。甲烷是極易揮發的，其存在說明要么鬩神星一直處於遠離太陽系的位置從而保持甲烷凍的存在，要么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
望遠鏡圖片 鬩衛一。2005年，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，對四顆最亮的柯伊伯帶天體進行觀測並使用了新的雷射導引星調適光學系統，分別為冥王星、鳥神星、妊神星及鬩神星。在9月10日的觀測結果中，他們發現有一顆衛星繞著鬩神星運行。為了與鬩神星已經有的名字齊娜作伴，布朗的研究小組使用作為這個衛星的暱稱，加百利是一個電視劇戰士公主的密友。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（Δυσνομια，希臘神話中鬩神之女）的名字，而中文譯名則為 鬩衛一。這個名字還反應了鬩神星舊的非正式名字西娜，電視上由露西·勞倫斯扮演。
軌道參數
遠日點97.56AU（1.460 ×10¹⁰ km）
近日點37.77 AU（5.65 ×10⁹ km）
半長軸67.67 AU（1.012 ×10¹⁰ km）
離心率0.441 77
軌道周期203,600 日（約557 年）
平均速度3.436km/s
平近點角197.634 27°
軌道傾角44.187°
升交點黃經35.869 6°
近日點參數151.430 5°
衛星數量：一個（鬩衛一）
物理特徵
平均半徑1300 +200 ㄢ 欀洀 (2007）初次測量：≤1170 (2010)
表面積78,500,000 sq km (48,777,638.6 sq mi)
質量(1.67±0.02) ×10²² kg（0.002地球質量）
平均密度2.25-2.5 g/cm³
表面重力0~0.8 m/s²
公轉周期25.9 ± 8 hr
反照率0.86 ± 0.07
表面溫度（近似值）
| 最小 | 平均 | 最大 |
| 30K | 42.5 K | 55 K |
光譜類型BV=0.78,VR=0.45
視星等18.7
絕對星等（H）ㄢ.19 ± 0.3
角直徑40毫弧秒
基本參數
| 軌道半徑（天文單位） | 67.7091 |
| 軌道偏心率 | 0.4416129 |
| 軌道對黃道斜角（°） | 44.177 |
| 公轉周期（年） | 557 |
| 質量（kg) | |
| 直徑（km) | 2400 km ± 100km |
| 平均密度（克/厘米） | |
| 表面重力（米/秒） | |
| 逃逸速度（千米/秒） | |
| 赤道自轉周期（日） | >8h? |
| 反射率 | 0.5-0.9 |
| 表面平均溫度 | ~25K |
| 絕對星等 | -1.2 |
新變化
鬩神星 鬩神星目前位於繞日軌道的最遠點（即遠日點，約97.56天文單位），在這個距離處，它接收到的陽光最少，獲得的熱量也很低。然而，對它的兩次觀測表明，其表面結構正在快速發生變化。研究人員比較了2005和2007年拍攝的光譜，發現鬩神星表面固態氮的含量已經明顯發生了變化，其甲烷譜線中混合的氮線變少了，這意味著在它的表面之上，2005年的氮含量高於2007年，而表面之下，2007年的氮含量高於2005年。天文學家對此大惑不解，因為在鬩神星557年的軌道周期里，2年實在是微不足道，它的表面成份不應該有大的變化。而且通常情況下，行星只有靠近或遠離太陽時，其表面氣候發生變化，才會發生這種情況。但是這並不適用於鬩神星，因為它太遠，太陽的影響也很微弱，或者說鬩神星上不應該會有氣候變化。表面氮含量的明顯變化，很可能暗示首鬩神星的表面並不像想像中那么平靜。鬩神星的發現者——加州理工大學的布朗認為，鬩神星可能是一種“冰火山”（Cryovo lcanoes）類天體，柯伊伯帶有許多這種天體，它們也經常像火山那樣爆發，不過噴發出來的不是噴出（岩漿），而是揮發性的氨水、水或氮氣的甲烷（正如鬩神星這樣）。噴發物冷凝後落回表面，不會導致表面成份的變化。但問題是鬩神星是否有足夠的溫度來完成這種活動？只有等到“新視野”號蒐集到更多“冰火山”天體的信息後，才能給出確切的回答。還有一種可能，即鬩神星的表面成份根本沒有改變，2005年和2007年分析的僅僅是這顆矮行星的兩個不同表面區域而已（記住鬩神星的自轉周期僅有25.9小時），研究人員正試圖確定鬩神星上的一天有多長，來進步一排除或證實這種可能性。
相關資料
鬩神星（Eris），舊音譯厄里斯/齊娜136199，而之前的代號是2003UB313，並曾被傳為第十大行星。它比冥王星稍大，但是軌道是冥王星到太陽距離的兩倍。鬩神星有一顆衛星，在國際天文聯合會議上該衛星被正式命名為ErisI（Dysnomia，戴絲諾米婭）。矮行星冥王星和鬩神星都是外海王星天體，其軌道為于海王星外的柯伊伯帶。鬩神星是在2003年發現的，其主要成分是冰和甲烷組成的。
影響
冥王星的厄運
鬩神星 據國外媒體報導 ，2006年，在布拉格召開的第26屆國際天文學聯合會 (IAU)會議上通過決議，剝奪了冥王星作為太陽系大行星的地位。這是它 1930年以來一直享有的榮譽，而如果冥王星想要找出造成這一切的元兇，那一定是非 鬩神星（Eris）莫屬。長期以來，冥王星一直不缺嘲笑者——人們嘲諷它作為大行星之一個頭太小，連軌道也是不規則的。但是這一切至少都沒有能動搖它作為太陽系第九大行星的地位，直到2005年，一切都發生了變化。當時，美國加州理工學院的天文學家麥可·布朗(Mike Brown)在巡天搜尋時找到了一個微弱暗淡的光點，這是一個冰凍的世界，其軌道距離比冥王星還要遠上3倍。布朗教授致力於在太陽系邊緣的柯伊伯帶搜尋類似天體已有數年。但是多年來他所找到的柯伊伯帶天體的直徑都小於2320公里——這是冥王星的直徑。
但是這個光點不同（當時布朗稱呼它為齊娜：Xena，後來才由國際天文學聯合會正式命名為鬩神星），很明顯它的直徑似乎要更大一些。這一發現立即引起全球關註：如果冥王星是一顆大行星，那么比它還大的齊娜當然也應該被歸入大行星的行列。可是這樣一來，我們是否也該把創神星(Quaoar）和賽德娜(Sedna），以及其它幾顆雖然稍小於冥王星，但差距並不大的天體算作大行星呢？最終，國際天文學聯合會繞開了這一大堆棘手的麻煩，直接宣布將冥王星降級，和其他幾顆較大的天體一併歸入一類新定義的天體類型：“矮行星”。這一做法立即激怒了全世界的冥王星支持者們——這其實是一個非常有趣的現象，太陽系各大行星中只有冥王星有這樣狂熱的冬粉，火星，水星或者木星都沒有這樣的現象。然而布朗教授還要給這些人傷口上再撒上一把鹽：他寫了一本書，名字叫做《我是怎樣殺死了冥王星以及為何它是活該被宰》。絕望的冥王星冬粉們心中所抱有的最後一絲希望在於科學家們很難精確地測定出鬩神星的大小，或許最終將會證明冥王星仍是它們中間最大的一個。即便真是這樣的結果也不會讓冥王星重新回到大行星的行列，不過無論如何，這樣一來至少可以讓他們受傷的心靈得到一絲安慰。
冥王星姊妹
一個天文學家小組終於對鬩神星的直徑進行了高精確的測量，結果顯示這顆矮行星的大小或許比冥王星稍大，也有可能稍小，不管怎樣，兩者的差距非常小。相關的論文已經發表在了最新一期出版的《自然》雜誌上。不過這樣研究中最令人矚目的還不是這個直徑數據。根據論文第一作者，法國巴黎天文台的布魯諾·斯卡迪(Bruno Sicardy）介紹，測量顯示鬩神星的質量數值要比冥王星高出大約27%。除此之外，它的表面反照率極高，用斯卡迪的話說“比新下的雪還白”。
斯卡迪說：“測定一顆遠在240億公里之外天體的大小可不是一件容易事，這就相當於相隔100英里（約合160公里）去測定一枚硬幣的大小。”即便調用強大的哈勃空間望遠鏡，鬩神星看上去仍舊是一個沒有任何細節的光點。進行這樣的測量只有一種辦法：等待它從一顆遙遠的背景恆星前面經過，這種現象叫做掩星。當發生掩星時，你需要做的就是精確地測定背景恆星從被遮掩到重新出現所經歷的時間長短，這樣便可以計算出掩星體的直徑大小。兩年前，斯卡迪和他的同事們發現了一顆非常好的候選背景恆星，不過他們當時還不能非常肯定它會和鬩神星發生掩星現象，直到兩者非常接近時才最終確認。斯卡迪解釋說：“你必須知道這顆恆星的位置，以及鬩神星的軌道，精度必須非常非常高。”
幸運的是，他們交了好運。斯卡迪說：“這簡直太棒了！這顆恆星先是消失，隨後再次出現。”他比任何人都明了這項工作其中的艱辛。如果僅使用一台望遠鏡對這一掩星過程進行記錄，結果的精確性將大打折扣，因為你無法確定這顆恆星究竟只是擦過鬩神星的邊緣，還是真的從它的視圓面後方正中部位經過。但是他們使用的是兩台望遠鏡。這兩台望遠鏡都位於智利，它們都記錄到了這次掩星。這兩台望遠鏡的位置相距足夠遠，這使得小組能夠藉助三角法進行相關計算。假設鬩神星是圓形的（這是非常合理的假設），他們便可以根據這些獲得的數據計算出整個圓盤面的大小。他們得到的結果是：2326公里，誤差0.5%。儘管看起來誤差值非常小，但是這個數據實在太不湊巧，它恰恰落在冥王星直徑數據範圍。這樣一來便造成這樣一種局面：如果採用最大估算值，那么鬩神星應該比冥王星大一些，但是如果採用最小估算值，鬩神星就比冥王星小了。而問題到這裡還沒完，和鬩神星不一樣，冥王星擁有一層薄薄的大氣層，因此當它發生掩星時，背景恆星不會立即消失或出現，而是會經歷一個漸變的過程，這樣就給對冥王星進行的直徑測量工作帶來巨大的困難和不確定性。因此冥王星的直徑事實上很可能比鬩神星要小數十公里，但也有可能要大上數十公里。
展望未來
不過不管冥王星究竟尺寸多大，對於天文學而言這並不十分重要。引起天文學家們注意的是鬩神星出乎意料的大質量，因為這意味著它的冰雪表面之下可能隱藏著比冥王星要多得多的岩石物質。正如布朗教授在自己的部落格中寫的那樣：“我想，為了搞清楚冥王星和鬩神星之間究竟為何會如此不同將夠我們忙上好幾年的了。”
除此之外，天文學家們還必須解釋為何鬩神星表面的反照率會如此之高。按照一般的理解，隨著時間的推移，塵埃的沉降以及宇宙射線的轟擊將讓其表面發生“風化”而逐漸變得暗淡，但是鬩神星卻仍然保持著一種“年輕”的姿態。對此，天文學家們已經提出了一種觀點，那就是由於鬩神星拉長的高偏心軌道，當它運行至近日點附近時由於溫度上升，其表面的冰雪物質有一部分將融化並形成一層薄薄的大氣層，而當它開始逐漸遠離時，溫度降低，大氣重新凝結下沉，覆蓋老舊的表面，從而一直得以保持其“新鮮”的表面。斯卡迪說：“不幸的是，我們還需要等待250年才能驗證這一理論。不過由於冥王星正在逐漸遠離太陽，因此或許相反的過程將在冥王星上發生。斯卡迪說：“在未來20年內，我們預計將會目睹冥王星逐漸變亮的過程。”這是因為隨著冥王星遠離太陽，其稀薄的大氣層應當會逐漸冷凝並降落至其表面——如果這一理論正確的話。
不過天文學家們或許不必等待那么久：斯卡迪和他的小組已經鎖定了柯伊伯帶中另外一些天體的掩星時機，他們將對其進行觀測，並測定它們的大小和密度，從而幫助理論學家們完善他們的觀點。而與此同時，布朗教授對此甚至持有更加令人興奮的觀點，他說：“那裡一定還存在著更大的天體，我相信冥王星和鬩神星都會相形見絀的，這只是時間問題。”當然，在那之前或許地球上又會出現一大批的鬩神星冬粉群了。
