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“壹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壹起被劃歸為矮行星，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“厄裏斯”。
中文命名
發現之初，中文的名稱頗為紛亂，有采用音譯的“厄裏斯”，也有意譯的“鬧神星”、“亂神星”等，莫衷壹是。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、臺灣同仁和特約代表***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采用意譯，譯名為“鬩神星”。同時將其衛星“Dysnomia”定名為“鬩衛壹”。
“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》：“兄弟鬩於墻，外禦其侮。”意思是兄弟們雖然在家裏爭吵，但能壹致抵禦外人的欺侮。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，而在蕭墻之內也。
鬩：會意。從門（鬥），從兒，兒亦（ní）聲。兒，善訟者。本義：不和，爭吵。
鬩，恒訟也。——《說文》
兄弟讒鬩。——《國語·周語》 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)誇奧瓦及（90377)塞德娜。在2003年10月31日，他們在美國加裏福尼亞州帕洛瑪天文臺的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。該團體原計劃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。
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壹重大發現。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，歷史上發現的第壹個行星X是冥王星。
據英國《每日郵報》報道，這是在2005年發現的，利用在智利的壹架天文望遠鏡，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個望遠鏡被要求註意這個事件，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45億英裏的地方，但它仍然是壹個非常明亮的行星，幾乎反射了全部的光線。這使得天文學家相信這將是壹個比冥王星更公平的說法，這是壹個比冥王星多36.7億英裏的太陽系邊沿行星。他們認為鬩神星的光就像壹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·居裏和皮埃爾等已經將該觀測結果發表在《自然》雜誌上 。 太陽系蔠星體的光度，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壹些。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公裏。
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公裏，比冥王星的2274公裏大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。 遠日點97.56AU（1.460 ×10 km）
近日點37.77 AU（5.65 ×10? km）
半長軸67.67 AU（1.012 ×10 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：壹個（鬩衛壹） 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) ×10 kg（0.002地球質量）
平均密度2.25-2.5 g/cm?
表面重力0~0.8 m/s?
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 據國外媒體報道 ，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年以來壹直享有的榮譽，而如果冥王星想要找出造成這壹切的元兇，那壹定是非鬩神星（Eris）莫屬。長期以來，冥王星壹直不缺嘲笑者——人們嘲諷它作為大行星之壹個頭太小，連軌道也是不規則的。但是這壹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，壹切都發生了變化。當時，美國加州理工學院的天文學家邁克·布朗(Mike Brown)在巡天搜索時找到了壹個微弱暗淡的光點，這是壹個冰凍的世界，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公裏——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壹些。這壹發現立即引起全球關註：如果冥王星是壹顆大行星，那麽比它還大的齊娜當然也應該被歸入大行星的行列。可是這樣壹來，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壹大堆棘手的麻煩，直接宣布將冥王星降級，和其他幾顆較大的天體壹並歸入壹類新定義的天體類型：“矮行星”。這壹做法立即激怒了全世界的冥王星支持者們——這其實是壹個非常有趣的現象，太陽系各大行星中只有冥王星有這樣狂熱的粉絲，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壹把鹽：他寫了壹本書，名字叫做《我是怎樣殺死了冥王星以及為何它是活該被宰》。絕望的冥王星粉絲們心中所抱有的最後壹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壹個。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，這樣壹來至少可以讓他們受傷的心靈得到壹絲安慰。 壹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壹期出版的《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。根據論文第壹作者，法國巴黎天文臺的布魯諾·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：“測定壹顆遠在240億公裏之外天體的大小可不是壹件容易事，這就相當於相隔100英裏（約合160公裏）去測定壹枚硬幣的大小。”即便調用強大的哈勃空間望遠鏡，鬩神星看上去仍舊是壹個沒有任何細節的光點。進行這樣的測量只有壹種辦法：等待它從壹顆遙遠的背景恒星前面經過，這種現象叫做掩星。當發生掩星時，妳需要做的就是精確地測定背景恒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壹顆非常好的候選背景恒星，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：“妳必須知道這顆恒星的位置，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！這顆恒星先是消失，隨後再次出現。”他比任何人都明了這項工作其中的艱辛。如果僅使用壹臺望遠鏡對這壹掩星過程進行記錄，結果的精確性將大打折扣，因為妳無法確定這顆恒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臺望遠鏡。這兩臺望遠鏡都位於智利，它們都記錄到了這次掩星。這兩臺望遠鏡的位置相距足夠遠，這使得小組能夠借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公裏，誤差0.5%。盡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。這樣壹來便造成這樣壹種局面：如果采用最大估算值，那麽鬩神星應該比冥王星大壹些，但是如果采用最小估算值，鬩神星就比冥王星小了。而問題到這裏還沒完，和鬩神星不壹樣，冥王星擁有壹層薄薄的大氣層，因此當它發生掩星時，背景恒星不會立即消失或出現，而是會經歷壹個漸變的過程，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裏，但也有可能要大上數十公裏。 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。引起天文學家們註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巖石物質。正如布朗教授在自己的博客中寫的那樣：“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。按照壹般的理解，隨著時間的推移，塵埃的沈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壹種“年輕”的姿態。對此，天文學家們已經提出了壹種觀點，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壹部分將融化並形成壹層薄薄的大氣層，而當它開始逐漸遠離時，溫度降低，大氣重新凝結下沈，覆蓋老舊的表面，從而壹直得以保持其“新鮮”的表面。斯卡迪說：“不幸的是，我們還需要等待250年才能驗證這壹理論。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——如果這壹理論正確的話。
不過天文學家們或許不必等待那麽久：斯卡迪和他的小組已經鎖定了柯伊伯帶中另外壹些天體的掩星時機，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：“那裏壹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壹大批的鬩神星粉絲群了。