เซดนามีความส่องสว่างสัมบูรณ์อยู่ที่ประมาณ 1.8 และอัตราส่วนสะท้อนอยู่ที่ประมาณ 0.32 จึงประมาณเส้นผ่านศูนย์กลางไว้ที่ 1,000 กิโลเมตร[7] ณ เวลาที่ค้นพบเซดนานั้น ได้จัดให้เซดนาเป็นวัตถุที่ส่องสว่างภายในมากที่สุดในระบบสุริยะตั้งแต่ค้นพบดาวพลูโตในปี พ.ศ. 2473 ในปี พ.ศ. 2547 เหล่าผู้ค้นพบวางค่าสูงสุดของเส้นผ่านศูนย์กลางอยู่ที่ 1,800 กิโลเมตร[33] แต่ในปี พ.ศ. 2550 ก็ลดลงมาต่ำกว่า 1,600 กิโลเมตร หลังจากที่สังเกตผ่านกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์[34] ในปี พ.ศ. 2555 การคำนวณจากหอดูดาวอวกาศเฮอร์เชลเสนอว่าเซดนามีเส้นผ่านศูนย์กลาง 995 ± 80 กิโลเมตร ซึ่งจะทำให้มีขนาดเล็กกว่าแครอน ดาวบริวารของดาวพลูโต[7] เนื่องจากเซดนาไม่มีดาวบริวาร การหามวลโดยไม่ส่งยานอวกาศไปจึงเป็นไปไม่ได้และเซดนาก็เป็นวัตถุพ้นดาวเนปจูนที่ใหญ่ที่สุดที่ไม่มีดาวบริวารในปัจจุบัน[13] มีความพยายามในการหาดาวบริวารนั้นเพียงครั้งเดียว[35][36] และคาดการณ์กันว่ามีโอกาสที่ไม่พบดาวบริวารนั้นอยู่ 25%[12][37]

การสังเกตจากกล้องโทรทรรศน์ SMARTS แสดงให้เห็นว่าในระยะแสงที่มองเห็นได้ เซดนาเป็นหนึ่งในวัตถุที่สีแดงที่สุดในระบบสุริยะ เกือบมีสีแดงเท่าดาวอังคาร[21] แชด ทรูจีโลและเพื่อนร่วมงานของเขาเสนอว่าสีแดงเข้มของเซดนานั้นเกิดจากผิวของดาวนั้นปกคลุมไปด้วยตะกอนไฮโดรคาร์บอน หรือโทลีน ซึ่งเกิดจากสารประกอบอินทรีย์ขนาดเล็กกว่าที่สัมผัสกับรังสีอัลตราไวโอเล็ตยาวนาน[38] ผิวของเซดนาเหมือนกันทั้งสีและสเปกตรัมทั่วทั้งดาว ซึ่งอาจเกิดจากการที่เซดนาไม่ค่อยปะทะกับวัตถุอื่นใด ไม่เหมือนกับวัตถุอื่น ๆ ที่ใกล้ดวงอาทิตย์กว่าที่มักจะปะทะกับวัตถุอื่น ซึ่งแสดงให้เห็นแถบน้ำแข็งสว่างที่มีเหมือนกับบน 8405 แอสโบลัส[38] เซดนาและวัตถุที่อยู่ไกลมากสองชิ้น ได้แก่ 2006 SQ372 และ (87269) 2000 OO67 มีสีเดียวกันกับวัตถุดั้งเดิมในแถบไคเปอร์ชั้นนอกและเซนทอร์ 5145 โฟบัส วัตถุเหล่านี้อาจมีต้นกำเนิดในบริเวณเดียวกัน[39]

ทรูจีโลและเพื่อนร่วมงานยังวางค่าสูงสุดขององค์ประกอบพื้นผิวของเซดนาอยู่ที่มีเทนแข็ง 60% และน้ำแข็ง 70%[38] การมีอยู่ของมีเทนแข็งยังช่วยสนับสนุนถึงการมีอยู่ของโทลีนบนผิวเซดนา เนื่องด้วยโทลีนเหล่านี้เกิดจากการฉายรังสีของมีเทน[40] บารุชชีและเพื่อนร่วมงานของเขาเปรียบเทียบสเปกตรัมของเซดนากับไทรทัน และตรวจพบแถบดูดซึมอย่างอ่อนของมีเทนและไนโตรเจนแข็ง จากการสังเกตเหล่านี้ พวกเขาจึงเสนอองค์ประกอบผิวดาวเป็นโทลีนชนิดไทรทัน 24% คาร์บอนอสัณฐาน 7% ไนโตรเจนแข็ง 10% เมทานอล 26% และมีเทน 33%[41] และได้ยืนยันการตรวจพบมีเทนและน้ำแข็งในปี พ.ศ. 2549 โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์[40] การมีอยู่ของไนโตรเจนบนผิวดาวเสนอว่าเซดนาอาจมีชั้นบรรยากาศบาง ๆ แม้เพียงระยะเวลาสั้น ระหว่าง 200 ปีใกล้กับจุดใกล้ที่สุด อุณหภูมิสูงสุดบนเซดนาควรเกิน 35.6 เคลวิน (-237.6 องศาเซลเซียส) การเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิระหว่างไนโตรเจนแข็งระยะแอลฟากับระยะบีตาบนไทรทัน ที่ 38 เคลวิน ความดันไอของ N2 อาจอยู่ที่ 14 ไมโครบาร์ (1.4 ปาสกาล)[41] ความชันสเปกตรัมสีแดงเข้มของเซดนาแสดงให้เห็นถึงการมีอยู่ของสารประกอบอินทรีย์จำนวนมากบนผิวดาว และแถบการดูดกลืนมีเทนจาง ๆ ชี้ว่ามีเทนบนผิวดาวนั้นมีอายุมาก สิ่งนี้หมายความว่าเซดนานั้นหนาวเกินกว่าที่มีเทนจะระเหยไปจากผิวดาวและตกกลับมาในรูปของหิมะ ซึ่งเกิดขึ้นบนไทรทันและอาจจะบนดาวพลูโตด้วย[40]

แบบจำลองของความร้อนภายในดาวด้วยการสลายตัวกัมมันตรังสีเสนอว่าเซดนาอาจมีมหาสมุทรเป็นน้ำเหลวอยู่ใต้ผิวดาว[42]