)彗星
彗星，是一种天体，由太阳系外围行星形成后所剩余的物质(如冰冻的气体、冰块、尘埃)组成。彗星的英文是Comet，是由希腊文演变而来的，意思是“尾巴”或“毛发”，而中文的”彗”字，则是“扫帚”的意思。在《天文略论》这本书中写道：彗星为怪异之星，有首有尾，俗象其形而名之曰扫把星。《春秋》记载，公元前613年，“有星孛入于北斗”，这是世界上公认的首次关于哈雷彗星的确切记录，比欧洲早600多年。
编辑摘要
彗星彗星是太阳系较特殊的天体，它们的轨道多数是抛物线，少数是极为狭长的椭圆或双曲线，具有椭圆轨道的彗星，周期性地在太阳附近出现。不过，长周期彗星的轨道可以和黄道面成任何夹角。
彗星要到离太阳相当近时才会被发现，出现肉眼可见的彗星之机会极少，当预测有大而亮的彗星出现时，常激起一般大众的彗星观测热潮。彗星的核心之大小约在数十公里以内，与它所吸引的注意力实在不成比率。
像百武彗星这类亮度的彗星，平均每二、三十年出现一颗。预测新发现彗星未来的可能亮度极为困难，只能依过去的经验再加上部份臆想，粗估彗星最靠近地球时的可能亮度。 Comet Hale-Bopp目前(1996年四月五日)位置距地球约七亿公里或5AU左右，其现在的亮度约为8.6星等，如依天文学家估算的光度曲线发展，1997年三月廿二日最近地球距离时，光度可达0.4星等，届时可能又会掀起另一波彗星热。
彗尾被认为是由气体和尘埃组成；4个联合的效应将它从彗星上吹出：
（1）当气体和伴生的尘埃从彗核上蒸发时所得到的初始动量。
（2）阳光的辐射压将尘埃推离太阳。
（3）太阳风将带电粒子吹离太阳。
（4）朝向太阳的万有引力吸力。
这些效应的相互作用使每个彗尾看上去都不一样。当然，物质蒸发到彗发和彗尾中去，消耗了彗核的物质。有时以爆发的方式出现，比拉彗星就是那样；1846年它通过太阳时破裂成两个，1852年那次通过以后就全部消失。
在1995年前，彗星是依照每年的发现先后顺序以英文小楷排列。如1994年发现第一颗彗星就是1994a，按此类推，经过一段时间观测，确定该彗星的轨道并修正后，就以该彗星过近日点的先后次序，以罗马数字Ⅰ、Ⅱ等排在年之后（这编号通常是该年结束后二年才能编好）。如舒梅克‧利维九号彗星的编号为1993e和1994Ⅹ。
彗星 除了编号外，彗星通常都是以发现者姓氏来命名。一颗彗星最多只能冠以三个发现者的名字，舒梅克·利维九号彗星的英文名称为Shoemaker-Levy 9。
由1995年起，国际天文联合会参考小行星的命名法则，采用以半个月为单位，按英文字母顺序排列的新彗星编号法。以英文全部字母去掉I和Z不用将剩下的24个字母的顺序，如1月份上半月为A、1月份下半月为B、按此类推至12月下半月为Y。
其后再以1、2、3..等数字序号编排同一个半月内所发现的彗星。此外为方便识别彗星的状况，于编号前加上标记：
A/ 可能为小行星
P/ 确认回归1次以上的短周期彗星，P前面再加上周期彗星总表编号（如哈雷彗星为 1P/1982 U1或简称1P亦可）
C/ 长周期彗星（200年周期以上，如海尔·波普彗星为C/1995 O1）
X/ 尚未算出轨道根数的彗星
D/ 不再回归或可能已消失了的彗星（如舒梅克‧利维九号彗星为D/ 1993 F2）
附 S/ 新发现的行星之卫星
如果彗星破碎，分裂成个以上的彗核，则在编号后加上-A、-B..以区分每个彗核。回归彗星方面，如彗星再次被观测到回归时，则在P/（或可能是D/）前加上一个由IAU小行星中心给定的序号，以避免该彗星回归时重新标记。例如哈雷彗星有以下标记：1P/1682 Q1=1P/1910 A2=1P/1982 U1=1P/Halley=哈雷彗星。
1、从轨道周期上划分：周期在200年以下为短周期彗星，200年以上为长周期彗星；
2、从轨道曲线上划分：周期彗星和非周期彗星。非周期彗星只出现在太阳附近一次。一般认为周期彗星来自太阳系边缘的柯伊柏带，而非周期彗星则来自更远一些的奥尔特云；
3、从彗尾形态上划分：离子尾和尘埃尾。
绝大部分集中在彗核部分。彗核的平均密度为每立方厘米1克。彗发和彗尾的物质极为稀薄，其质量只占总质量的1%~5%，甚至更小。彗星物质主要由水、氨、甲烷、氰、氮、二氧化碳等组成，而彗核则由凝结成冰的水、二氧化碳(干冰)、氨和尘埃微粒混杂组成，是个“脏雪球”。
一般彗星是由彗头和彗尾两大部分组成。
彗星 彗头又包括彗核和彗发两部分。后来自1920年探空火箭、人造卫星和宇宙飞船对彗星近距离的探测，又发现有的彗星在彗发的外面被一层由氢原子组成的巨云所包围，人们称为“彗云”或“氢云”。这样我们就可以说彗头实际是由彗核、彗发和彗云组成的。
彗核是彗星最中心、最本质、最主要的部分。一般认为是固体，由石块、铁、尘埃及氨、甲烷、冰块组成。彗核直径很小，有几公里至十几公里，最小的只有几百米。
彗发：是彗核周围由气体和尘埃组成星球状的雾状物。半径可达几十万公里，平均密度小于地球大气密度的十亿亿分之一(约1克／立方厘米)。通过光谱和射电观测发现，彗发中气体的主要成份是中性分子和原子，其中有氢、羟基、氧、硫、碳、一氧化碳、氨基、氰、纳等，还发现有比较复杂的氰化氢(HCN)和甲基氰(CH3CN)等化合物。这些气体以平均1—3千米／秒的速度从中心向外流出。
彗云：在彗发外由氢原子组成的云，人们又称为氢云。直径可达100万—1000万公里，但是有的彗星就没有彗云。
根据彗头的形状和组成特点，可分为“无发彗头”、球茎形彗头、锚状彗头等等。
彗尾是在彗星接近太阳大约3亿公里(2个天文单位)开始出现，逐渐由小变大变长。当彗星过近日点(即彗星走到距太阳最近的一点)后远离太阳时，彗尾又逐渐变小，直至没有。彗尾的方向一般总是背着太阳延伸的，当彗星接近太阳时，彗尾是拖在后边，当彗星离开太阳远走时，彗尾又成为前导。彗尾的体积很大，但物质却很稀薄。彗尾的长度、宽度也有很大差别，一般彗尾长在1000万至1.5亿千米之间，有的长得让人吃惊，可以横过半个天空，如1842Ⅰ彗星的彗尾长达3.2亿千米，可以从太阳伸到火星轨道。一般彗尾宽在6000至8000千米之间，最宽达2400万千米，最窄只有2000千米。
根据彗尾的形状和受太阳斥力的大小，彗尾分为二大类。一类为“离子彗尾”由离子气体组成，如一氧化碳、氢、二氧化碳、碳、氢基和其他电离的分子。这类彗尾比较直，细而长，因此又称为“气体彗尾”或Ⅰ型彗尾。另一类为“尘埃彗尾”，是由微尘组成，呈黄色，是在太阳光子的辐射压力下推斥微尘而形成。彗尾是弯曲的，弯曲较大，较宽的又称为Ⅱ型彗尾；弯曲程序最大，又短又宽的又称为Ⅲ型彗尾。此外还有一种叫“反常彗尾”，彗尾是朝向太阳系方向延伸的扇状或长钉状。一般一颗彗有两条以上的不同类型彗尾。 除受太阳照射而反光外，就是太阳风能量冲击产生的荧光现象（类似日光灯）。因此当彗星愈接近太阳时感受太阳的光与热也就愈强，所呈现的光度就越强，其彗尾也拉得越长。彗星最接近太阳的位置，正是日落后或日出前，所以最壮观、最令人惊叹的”扫帚星”景观通常都出现在那时候。当彗星远离太阳时，回到深邃寒冷的太空时（大约摄氏零下250度），它的光度与彗尾也就突然迅速降低消失。
除了一些周期性的彗星外，不断有开放式或封闭式轨道的新彗星造访内太阳系。新彗星来自何处？这个问题就要从太阳系的形成谈起了。
太阳系的起源：
彗星 太阳系的前身，是气体与尘埃所组成的一大团云气，在46亿年前，这团云气或许受到超新星爆炸震波的压缩，开始缓慢旋转与陷缩成盘状，圆盘的中心是年轻的太阳。盘面的云气颗粒相互碰撞，有相当比率的物质凝结成为行星与它们的卫星，另有部份残存的云气物质凝结成彗星。
当太阳系还很年轻时，彗星可能随处可见，这些彗星常与初形成的行星相撞，对年轻行星的成长与演化，有很深远的影响。地球上大量的水，可能是与年轻地球相撞的许多彗星之遗产，而这些水，后来更孕育了地球上各式各样的生命。
太阳系形成后的四十多亿年中，靠近太阳系中心区域的彗星，或与太阳、行星和卫星相撞，或受太阳辐射的蒸发，己消失迨尽，我们现在所见的彗星应来自太阳系的边缘。如假设残存在太阳系外围的彗星物质，历经数十亿年未变，则研究这些彗星，有助于了解太阳系的原始化学组成与状态。
彗星的起源
彗星的起源是个未解之谜。有人提出，在太阳系外围有一个特大彗星区，那里约有1000亿颗彗星，叫奥尔特云，由于受到其它恒星引力的影响，一部分彗星进入太阳系内部，又由于木星的影响，一部分彗星逃出太阳系，另一些被“捕获”成为短周期彗星；也有人认为彗星是在木星或其它行星附近形成的；还有人认为彗星是在太阳系的边远地区形成的；甚至有人认为彗星是太阳系外的来客。因为周期彗星一直在瓦解着，必然有某种产生新彗星以代替老彗星的方式。可能发生的一种方式是在离太阳105天文单位的半径上储藏有几十亿颗以各种可能方向绕太阳作轨道运动的彗星群。这个概念得到观测的支持，观测到非周期彗星以随机的方向沿着非常长的椭圆形轨道接近太阳。随着时间的推移，由于过路的恒星给予的轻微引力，可以扰乱遥远彗星的轨道，直至它的近日点的距离变成小于几个天文单位。当彗星随后进入太阳系时，太阳系内的各行星的万有引力的吸力能把这个非周期彗星转变成新的周期彗星（它瓦解前将存在几千年）。另一方面，这些力可将它完全从彗星云里抛出。如果这说法正确，过去几个世纪以来一千颗左右的彗星记录只不过是巨大彗星云中很少一部分样本，这种云迄今尚未直接观察到。与个别恒星相联系的这种彗星云可能遍及我们所处的银河系内。迄今还没有找到一种方法来探测可能与太阳结成一套的大量彗星，更不用说那些与其他恒星结成一套的彗星云了。彗星云的总质量还不清楚，不只是彗星总数很难确定，即使单个彗星的质量也很不确定。估计彗星云的质量在10-13至10-3地球质量之间。
彗星的故乡：
彗星 现在广为天文学家所接受的理论认为，太阳系大家族包括九大行星与外围的柯伊伯带与欧特云。长周期彗星可能来至欧特云(Oort cloud)而短周期彗星可能来自柯伊伯带(Kuiper Belt；凯伯带)。
欧特云理论(Oort cloud theory)：在1950年，荷兰的天文学家Jan Oort提出在距离太阳30,000 AU到一光年之间的球壳状地带，有数以万亿计的彗星存在，这些彗星是太阳系形成时的残留物。有些欧特彗星偶而受到"路过"的星体的影响，或彼此间的碰撞，离开了原来的轨道。大多数的离轨彗星，从未进入用大型望远镜可侦测的距离。只有少数彗星，以各式各样的轨道进入内太阳系。不过到目前为止，欧特云理论仅是假设，尚无直接的观测证据。
柯伊伯带(Kuiper Belt)：欧特云理论可以合理的解释，长周期彗星的来源和这些彗星与黄道面夹角的随意性。但短周彗星的轨道在太阳系行星的轨道面上，欧特云理论无法合理解答短周期彗星的起源。
1951年，美国天文学家Gerard Kuiper提议在距离太阳30到100 AU之间有一柯伊伯带(或称为凯伯带) ，带上有许多绕行太阳的冰体，这些冰体的轨道面与行星相似，偶而有些柯伊伯带物体受到外行星的重力扰动与牵引，而向太阳的方向运行，在越过海王星的轨道时，更进一步受海王星重力的影响，而进入内太阳系成为短周期彗星。
天文学家David Jewitt与Jane Luu自1988年起，以能侦测极昏暗物体的高灵敏度电子摄影机，寻找柯伊伯带物体。他们在1992年找到第一个这类物体(1992 QB1)，1992 QB1距太阳的平均距离为43AU，而公转的周期为291年。柯伊伯带天体又常被称为是海王星外天体(List Of Transneptunian Objects)。自1992年至2002年10月为止，陆续又发现了600多个柯伊伯带天体(最新的列表可参见MPC的List Of Transneptunian Objects)。在现阶段，天文学家认为冥王星、冥卫一和海卫一，可能都是进入太阳系内部的柯伊伯带天体，而最近发现的瓜奥瓦(Quaoar)，其大小约有冥王星的一半。
除了离太阳很远时以外，彗星的长长的明亮稀疏的彗尾，在过去给人们这样的印象，即认为彗星很靠近地球，甚至就在我们的大气范围之内。1577年第谷指出当从地球上不同地点观察时，彗星并没有显出方位不同：因此他正确地得出它们必定很远的结论。彗星属于太阳系 小天体。 每当彗星接近太阳时，它的亮度迅速地增强。对离太阳相当远的彗星的观察表明它们沿着被高度拉长的椭圆运动，而且太阳是在这椭圆的一个焦点上，与开普勒第一定律一致。彗星大部分的时间运行在离太阳很远的地方，在那里它们是看不见的。只有当它们接近太阳时才能见到。大约有40颗彗星公转周期相当短（小于100年），因此它们作为同一颗天体会相继出现。
彗星 历史上第一个被观测到相继出现的同一天体是哈雷彗星，牛顿的朋友和捐助人哈雷（1656一1742年）在1705年认识到它是周期性的。它的周期是76年。历史记录表明自从公元前240年也可能自公元前466年来，它每次通过太阳时都被观测到了。它最近一次是在1986年通过的。离太阳很远时彗星的亮度很低，而且它的光谱单纯是反射阳光的光谱。当彗星进入离太阳8个天文单位以内时，它的亮度开始迅速增长并且光谱急剧地变化。科学家看到若干属于已知分子的明亮谱线。发生这种变化是因为组成彗星的固体物质（彗核）突然变热到足以蒸发并以叫做彗发的气体云包围彗核。太阳的紫外光引起这种气体发光。彗发的直径通常约为105千米，但彗尾常常很长，达108千米或1天文单位。
科学家估计一般接近太阳距离只有几个天文单位的彗星将在几千年内瓦解。公元1066年，诺曼人入侵英国前夕，正逢哈雷彗星回归。当时，人们怀有复杂的心情，注视着夜空中这颗拖着长尾巴的古怪天体，认为是上帝给予的一种战争警告和预示。后来，诺曼人征服了英国，诺曼统帅的妻子把当时哈雷彗星回归的景象绣在一块挂毯上以示纪念。中国民间把彗星贬称为“扫帚星”、“灾星”。像这种把彗星的出现和人间的战争、饥荒、洪水、瘟疫等灾难联系在一起的事情，在中外历史上有很多。彗星是在扁长轨道(极少数在近圆轨道)上绕太阳运行的一种质量较小的云雾状小天体。
目视观测有彗星的亮度估计、彗发的大小和强度测定，以及彗尾的研究和描绘等几方面的内容。
一、彗星的亮度估计
彗星 彗星需要测光的有三个部分：核、彗头和彗尾。由于彗尾稀薄、反差小，呈纤维状，对它测光是十分困难的，因此彗尾测光不作为常规观测项目。通常所谓彗星测光是测量彗星头部（即总星等M1）和核（即核星等M2）的亮度。彗核常常是看不到的，或者彗头中心部分凝结度很高，彗核分辨不清等等原因，彗核的测光相对来说要困难些。另外，我们所指的彗星测光不仅是测量它的光度，记录测量时刻，而且要密切监视彗星亮度变化，记下突变时刻，所有这些资料对核性质的分析是十分有用的。
估计彗星亮度的几种方法：
1、博勃罗尼科夫方法（B法）
使用这个方法时，观测者先要选择几个邻近彗星的比较星（有一些比彗星亮，有些比彗里暗）。然后按下面步骤：
（A）调节望远镜的焦距，使恒星和彗星有类似的视大小（即恒星不在望远镜的焦平面上，成焦外像，称散焦）。
（B）来回调节焦距，在一对较亮和较暗恒星之间内插彗星星等（内插方法见莫里斯方法）。
（C）在几对比较星之间，重复第二步。
（D）取第二和第三步测量的平均值，记录到0.1星等。
2、西奇威克方法（S法）
当彗星太暗，用散焦方法不能解决问题时，可使用此法。
（A）熟记在焦平面上彗发的“平均”亮度（需要经常实践，这个“平均”亮度可能对不同观测者是不完全一样的）。
（B）对一个比较星进行散焦，使其视大小同于对焦的彗星。
（C）比较散焦恒星的表面亮度和记住的对焦的彗发的平均亮度。
（D）重复第二和第三步，一直到一颗相配的比较星找到，或对彗发讲，一种合理的内插能进行。
3、莫里斯方法（M法）
彗星 这个方法主要是把适中的散焦彗量直径同一个散焦的恒星相比较。它是前面两种方法的综合。
（A）散焦彗星头部，使其近似有均匀的表面亮度。
（B）记住第一步得到的彗星星像。
（C）把彗星星像大小同在焦距外的比较星进行比较，这些比较星比起彗星更为散焦。
（D）比较散焦恒星和记住的彗星星像表面亮度，估计彗星星等。
（E）重复第一步至第四步，直到能估计出一个近似到0.1星等的彗星亮度。
另外，还有拜尔（Bayer）方法，由于利用这个方法很困难，以及此法对天空背景亮度非常灵敏，目前一般不使用它来估计彗星的亮度了。
当一个彗星的目视星等是在两比较星之间时，可用如下的内插方法。估计彗星亮度同较亮恒星亮度之差数，以两比较量的星等差的1／10级差来表示。用比较星星等之差乘上这个差数，再把这个乘积加上较亮星的星等，四舍五人，就可得到彗星的目视星等。例如，比较星A和B的星等分别是7.5和8.2，其星等差8.2－7.5=0.7。若彗星亮度在A和B之间，差数约为6X1／10，于是估计的彗星星等为：0.6X0.7＋7.5＝0.42＋7.5＝7.92，约等于7.9。
应用上面三种方法估计彗星星等时，应参考标注大量恒星星等的星图，如AAVSO星图（美国变星观测者协会专用星图）。该星图的标注极限为9.5等，作为彗星亮度的比较星图是合适的。，那些明显是红色的恒星，不用作比较星。使用该星图时，应注意到星等数值是不带小数位的，如 88，就是 8.8等。另外，星等数值分为划线和不划线两种，划线的表示光电星等。如33，表示光电星等3.3等，在记录报告上应说明。
另外，SAO星表或其它有准确亮度标识的电子星图中的恒星也可作为估计彗星亮度的依据。细心的观测者，还可以进行“核星等”的估计。使用一架15厘米或口径再大一些的望远镜，要具有较高放大率。进行观测时，观测者的视力要十分稳定，而且在高倍放大情况下，核仍要保持恒星状才行。把彗核同在焦点上的比较星进行比较，比较星图还是用上述星图。利用几个比较星，估计的星等精确度可达到0．1等。彗星的核星等对研究彗核的自转、彗核的大小等有一定的参考价值。
彗星的轨道有椭圆、抛物线、双曲线三种。
彗星 椭圆轨道的彗星又叫周期彗星，另两种轨道的又叫非周期彗星。周期彗星又分为短周期彗星和长周期彗星。一般彗星由彗头和彗尾组成。彗头包括彗核和彗发两部分，有的还有彗云。并不是所有的彗星都有彗核、彗发、彗尾等结构。我国古代对于彗星的形态已很有研究，在长沙马王堆西汉古墓出土的帛书上就画有29幅彗星图。在晋书“天文志”上清楚地说明彗星不会发光，系因反射太阳光而为我们所见，且彗尾的方向背向太阳。彗星的体形庞大，但其质量却小得可怜，就连大彗星的质量也不到地球的万分之一。由于彗星是由冰冻着的各种杂质、尘埃组成的，在远离太阳时，它只是个云雾状的小斑点；而在靠近太阳时，因凝固体的蒸发、气化、膨胀、喷发，它就产生了彗尾。彗尾体积极大，可长达上亿千米。它形状各异，有的还不止一条，一般总向背离太阳的方向延伸，且越靠近太阳彗尾就越长。宇宙中彗星的数量极大，但目前观测到的仅约有1600颗。 彗星的轨道与行星的轨道很不相同，它是极扁的椭圆，有些甚至是抛物线或双曲线轨道。轨道为椭圆的彗星能定期回到太阳身边，称为周期彗星；轨道为抛物线或双曲线的彗星，终生只能接近太阳一次，而一旦离去，就会永不复返，称为非周期彗星，这类彗星或许原本就不是太阳系成员，它们只是来自太阳系之外的过客，无意中闯进了太阳系，而后又义无反顾地回到茫茫的宇宙深处。周期彗星又分为短周期(绕太阳公转周期短于200年)和长周期(绕太阳公转周期超过200年)彗星。
目前，已经计算出600多颗彗星的轨道。彗星的轨道可能会受到行星的影响，产生变化。当彗星受行星影响而加速时，它的轨道将变扁，甚至成为抛物线或双曲线，从而使这颗彗星脱离太阳系；当彗星减速时，轨道的偏心率将变小，从而使长周期彗星变为短周期彗星，甚至从非周期彗星变成了周期彗星以致被“捕获”。
通过多次观测的资料，可以推求出彗星的绕太阳公转轨道要素，即近日距、过近日点时刻、偏心率、轨道面对黄道面的倾角、升交点（在轨道上由南向北经黄道面上的点）黄经、近日点与升交点的角距，进而可以推算出彗星的历表，即不同时刻在天球上的视位置（赤经与赤纬）。很多彗星的轨道是扁长椭圆形、抛物线乃至双曲线。显然，沿抛物线或双曲线轨道运动的彗星是非周期彗星，它们会一去不返、逃离太阳系，那么它们是否真正属于太阳系成员呢？实际上，这些彗星是在过近日点前后被观测的，算出的是其吻切轨道，而且在这段时间里三种轨道差别较小，观测精度不够可导致算出的轨道误差，更重要的是彗星运行中受大行星的引力摄动等影响而发生轨道变化，大多数彗星在改正这些影响后算出的轨道仍是偏心率略小于1的扁长椭圆，因而它们是太阳系成员，也有少数彗星会一去不返。既使很扁长椭圆轨道的彗星，其公转周期也很长，要几百年乃至几万年才回归太阳系一次，在人类文明史中只有短周期的彗星（公转周期小于200年）才被多次观测到，绝大多数短周期彗星是顺向公转达的（即跟行星公转方向相同），它们的轨道面相对黄道面的倾角小于45度，有少数（如哈雷彗星）逆向公转，而长周期彗星和非周期彗星的轨道面倾角是随机分布的，顺向公转和逆向公转的都很多。
彗星 2、彗星族
约2/3的短同期彗星的远日距小于7天文单位，即它们在远日点时临近木星轨道，称它们为“木星族彗星”。一般认为，近抛物线（偏心率e约等于1）轨道的彗星接近木星时，因受木星引力摄动大，其轨道改变而被俘获为短周期彗星。典型例子是Brooks（1889V）彗星，它接近木星后，公转周期从约29年变为7年。此外，还有些彗星的远日距靠近土星、天王星、海王星轨道，分别称作“土星族彗星”、“天王星族彗星”、“海王星族彗星”，但数目少，是否来自“俘获”尚有疑问。
3、彗星群
除了过近日点时刻不同之外，其余五个轨道要素都很接近的一些彗星称为“彗星群”。已确认出10个彗星群，各群的彗星数目有多有少。有一种看法认为，同群的彗星是由一颗大彗星分裂出来的。确实观测到一些彗星分裂的事例。最著名的是“掠日彗星群”，至少有16颗彗星，其近日距小于0.01天文单位，可以穿越日冕，其中池谷一关彗星（1965VIII）在1965年10月20日过近日点后两星期内分裂为三颗。1993由休梅克夫妇（E.Shoemaker,C.Shoemaker)和(D.Levy)发现的Shoemaker一Levy9彗星在1992年7月接近木星时可能发生多次分裂，1993年先观测到5个子彗核，后增至11、17直到21个子彗核，在照片上排列成一串，成为“天空中的项链”。
4、奥尔特云与柯伊伯带
1950年，荷兰天文学家奥尔特（J.H.Oort)作了彗星轨道的统计研究，发现轨道半径为3万至10万天文单位的彗星数目很多，他推算那里有个大致球层状的彗星储库，有上千亿颗彗星。早在1932年欧匹克（E.Opiek）也曾提出过类似看法，因而这个彗星储库称为“奥尔特云”或“奥尔特一欧匹克云”，那里的彗星绕太阳公转的周期长达几百万年。按照近年的更仔细研究，奥尔特云中有上万亿至十万亿颗彗星。当然，这些遥远的彗星绝大多数尚不能直接观测到，只有在恒星的引力摄影动下或彗星相互碰撞时，有的彗星发生很大的轨道变化，当它沿扁长轨道进入内太阳系时，才成为“新”彗星被观测发现。
1951年，美国天文学家柯伊伯（G.Kuiper)研究彗星性质与彗星形成，认为在太阳系原始星云很冷的外部区里的挥发物凝聚为冰体一彗星，当外行星在冰体群中长大时，外行星的引力弥散作用使一些彗星驱入奥尔特云，但是冥王星之外没有行星形成，他提出冥王星之外有个彗星带一即柯伊伯带，那里有很多彗星，它们的轨道近于圆形，轨道面对黄道面倾角不大。1964年，惠普尔（F.Whipple）等提出，冥外彗星带会引起外行星及彗星引力摄动，若此带在40天文单位处，则彗星总质量约为地球质量的80%；若在50天文单位处，则总质量为地球的1.3倍。1988年邓肯（M.Duncan）证明，柯伊伯带是短周期彗星的主要源，而奥尔特云不是它们的源区。
正如前面所述的，近年新发现的冥外天体1992QB1（Smiley)和1993FW应是柯伊伯带内边界区的彗星（尽管现在以小行星方式命名），而离太阳32至35天文单位的1993RO、1993RP、1993SB、1993SC可能是从柯伊伯带摄动出来、处在向短周期演变的天体。柯伊伯带从离太阳40天文单位外延到几百天文单位（其外界尚不知道），估计此带中的彗星有上万颗，它们是太阳系形成时期的原始冰体残留下来的，这些彗星保存着太阳系原始物质的信息。欧洲空间局将在2003年发射罗赛达（Rosetta)飞船会合由柯伊伯带来的短周期彗星，揭示彗星性质及太阳系形成的奥秘。
彗星 彗星的性质还不能确切知道，因为它藏在彗发内，不能直接观察到，但我们可由彗星的光谱猜测它的一些性质。通常，这些谱线表明存在有OH、NH和NH2基团的气体，这很容易解释为最普通的元素C、N和O的稳定氢化合物，即CH4，NH3和H2O分解的结果，这些化合物冻结的冰可能是彗核的主要成分。科学家相信各种冰和硅酸盐粒子以松散的结构散布在彗核中，有些象脏雪球那样，具有约为0.1克/立方厘米的密度。当冰受热蒸发时它们遗留下松散的岩石物质，所含单个粒子其大小从104厘米到大约105厘米之间。当地球穿过彗星的轨道时，我们将观察到的这些粒子看作是流星。有理由相信彗星可能是聚集形成了太阳和行星的星云中物质的一部分。因此，人们很想设法获得一块彗星物质的样本来作分析以便对太阳系的起源知道得更多。这一计划理论上可以作到，如设法与周期彗星在空间做一次会合。目前这样的计划正在研究中。
彗星是一种很特殊的星体，与生命的起源可能有着重要的联系。彗星中含有很多气体和挥发成分。根据光谱分析，主要是C2、CN、C3、另外还有OH、NH、NH2、CH、Na、C、O等原子和原子团。这说明彗星中富含有机分子。许多科学家注意到了这个现象：也许，生命起源于彗星！1990年，NASA的Kevin. J. Zahule和Daid Grinspoon对白垩纪——第三纪界线附近地层的有机尘埃作了这样的解释：一颗或几颗彗星掠过地球,留下的氨基酸形成了这种有机尘埃;并由此指出,在地球形成早期，彗星也能以这种方式将有机物质像下小雨一样洒落在地球上——这就是地球上的生命之源。
流星和彗星没有必然联系，但大都是彗星尾迹产生的。流星是行星际空间的尘粒和固体块(流星体)闯入地球大气圈同大气摩擦燃烧产生的光迹。若它们在大气中未燃烧尽，落到地面后就称为“陨星”或“陨石”。流星体原是围绕太阳运动的，在经过地球附近时，受地球引力的作用，改变轨道，从而进入地球大气圈。许多流星从星空中某一点(辐射点)向外辐射散开，这就是流星雨。
陨石是太阳系中较大的流星体闯入地球大气后未完全燃烧尽的剩余部分，它给我们带来丰富的太阳系天体形成演化的信息，是受人欢迎的不速之客。每天都约有数十亿、上百亿流星体进入地球大气，它们总质量可达20吨。
陨石：地球会经常遭遇外来小天体。这些小天体进入地球大气层后会和地球大气剧烈摩擦并燃烧。这就是流星。如果流星还没有燃烧完就落到了地面上，那就是陨石。陨石按照其主要化学成分分为石陨石、铁陨石和石铁陨石三种。
它们的半径和质量彼此相差很大，不能一概而论。如果撞击地球的小天体直径在10公里以上，那么其造成的破坏将和当年恐龙那次一样。
中国史书上对哈雷彗星的出现有详细记载。论记录时间之早，首推《春秋》。《春秋》说：鲁文公十四年（公元前613年）“秋七月，有星孛入于北斗。”这是世界上第一次关于哈雷彗星的确切记录。论所记内容之早，则首推西汉的《淮南子》。《淮南子·兵略训》说：“武王伐纣，东面而迎岁，至汜而水，至共头而坠，彗星出，而授殷人其柄。”据中国天文学家张钰哲推算，这是公元前1057年哈雷彗星回归的记录。从公元前240年起，哈雷彗星每次出现，中国都有记载，其次数之多和记录之详，是其他国家所没有的。哈雷彗星的原始质量估计小于10万亿吨。如取近似值，彗核平均密度为每立方厘米1克，则彗核半径应小于15公里。估计它每公转一圈，质量减少约20亿吨，这只是其总质量的很小一部分，因此它还会存在很久。
在给予周期彗星一个永久编号之前，该彗星被发现后需要再通过一次近日点，或得到曾经通过的证明，方能得到编号。例如编号“153P”的池谷•张彗星，其公转周期为360多年，因证明与1661年出现的彗星为同一颗，因而获得编号。彗星通常是以发现者来命名，但有少数则以其轨道计算者来命名，例如编号为“1P”的哈雷彗星，“2P”的恩克彗星和“27P”的克伦梅林彗星。同时彗星的轨道及公转周期会因受到木星等大型天体影响而改变，它们也有因某种原因而消失，无法再被人们找到，包括在空中解体碎裂、行星引力、物质通过彗尾耗尽等。
| 现有记录存在彗星 | 编号/命名中文名称发现者/再发现者周期(年) 1P/Halley哈雷彗星哈雷76.01 2P/Encke恩克彗星Johann Franz Encke 3.30 3D/Biela比拉彗星Biela 6.62 4P/Faye法叶彗星Faye 7.34 5D/Brorsen布罗森彗星Brorsen 5.46 6P/d'Arrest达雷斯特彗星d'Arrest 6.51 7P/Pons-Winnecke庞斯•温尼克彗星Pons & Winnecke 6.38 8P/Tuttle塔特尔彗星塔特尔13.51 9P/Tempel 1坦普尔1号彗星坦普尔5.52 10P/Tempel 2坦普尔2号彗星坦普尔5.38 11P/Tempel-Swift-LINEAR坦普尔•斯威夫特•林尼尔彗星坦普尔、斯威夫特、LINEAR小组6.37 12P/Pons-Brooks庞斯•布鲁克斯彗星Pons & Brooks 70.92 13P/Olbers奥伯斯彗星Olbers 69.56 14P/Wolf沃尔夫彗星Wolf 8.21 15P/Finlay芬利彗星Finlay 6.76 16P/Brooks 2布鲁克斯2号彗星Brooks 6.89 17P/Holmes霍尔姆斯彗星Holmes 7.07 18D/Perrine-Mrkos佩伦•马尔科斯彗星Perrine & Mrkos 6.72 19P/Borrelly博雷林彗星Borrelly 6.88 20D/Westphal威斯特普哈尔彗星Westphal 61.86 21P/Giacobini-Zinner贾科比尼-津纳彗星Giacobini & Zinner 6.62 22P/Kopff科普夫彗星Kopff 6.46 23P/Brorsen-Metcalf布罗森-梅特卡夫彗星布罗森&梅特卡夫70.54 24P/Schaumasse肖马斯彗星Schaumasse 8.22 25D/Neujmin 2诺伊明2号彗星Neujmin 5.43 26P/Grigg-Skjellerup格里格-斯克杰利厄普彗星Grigg & Skjellerup 5.31 27P/Crommelin克伦梅林彗星Crommelin 27.41 28P/Neujmin 1诺伊明1号彗星Neujmin 18.19 29P/Schwassmann-Wachmann 1施瓦斯曼•瓦茨曼1号彗星施瓦斯曼、瓦茨曼14.70 30P/Reinmuth 1莱马斯1号彗星Reinmuth 7.32 31P/Schwassmann-Wachmann 2施瓦斯曼•瓦茨曼2号彗星施瓦斯曼、瓦茨曼8.72 32P/Comas Sola科马斯-索拉彗星Comas Sola 8.78 33P/Daniel丹尼尔彗星Daniel 7.06 34D/Gale盖尔彗星Gale 11.17 35P/Herschel-Rigollet Herschel & Rigollet赫歇尔-里高莱特彗星155.91 36P/Whipple惠普尔彗星Whipple 8.51 37P/Forbes福布斯彗星Forbes 6.35 38P/Stephan-Oterma史蒂芬•奥特玛彗星Stephan & Oterma 37.71 39P/Oterma奥特玛彗星Oterma 19.5 40P/Vaisala 1维萨拉1号彗星Vaisala 10.8 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak塔特尔-贾科比尼-克雷萨克彗星塔特尔& Giacobini & Kresak 5.46 42P/Neujmin 3诺伊明3号彗星Neujmin 10.7 43P/Wolf-Harrington沃尔夫•哈灵顿彗星Wolf & Harrington 6.45 44P/Reinmuth 2莱马斯2号彗星Reinmuth 6.64 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova本田-马尔克斯-帕贾德萨科维彗星 本田实& Mrkos & Pajdusakova 5.27 46P/Wirtanen沃塔南彗星Wirtanen 5.46 47P/Ashbrook-Jackson阿什布鲁克-杰克逊彗星Ashbrook & Jackson 8.16 48P/Johnson约翰逊彗星Johnson 6.96 49P/Arend-Rigaux阿伦-里高克斯彗星Arend & Rigaux 6.62 50P/Arend阿伦彗星Arend 8.24 51P/Harrington哈灵顿彗星Harrington 6.78 52P/Harrington-Abell哈灵顿•阿贝尔彗星Harrington & Abell 7.53 53P/Van Biesbroeck范比斯布莱特彗星Van Biesbroeck 12.5 54P/de Vico-Swift-NEAT德威科-斯威夫特-尼特彗星de Vico &斯威夫特& NEAT 7.31 55P/Tempel-Tuttle坦普尔•塔特尔彗星坦普尔、塔特尔33.22 56P/Slaughter-Burnham斯劳特-伯纳姆彗星Slaughter & Burnham 11.59 57P/du Toit-Neujmin-Delporte杜托伊特-诺伊明-德尔波特彗星 du Toit & Neujmin & Delporte 6.41 58P/Jackson-Neujmin杰克森-诺伊明彗星Jackson & Neujmin 8.27 59P/Kearns-Kwee基恩斯-克威彗星Kearns & Kwee 9.47 60P/Tsuchinshan 2紫金山2号彗星紫金山天文台6.95 61P/Shajn-Schaldach沙因-沙尔达奇彗星Shajn & Schaldach 7.49 62P/Tsuchinshan 1紫金山1号彗星紫金山天文台6.64 63P/Wild 1怀尔德1号彗星怀尔德13.24 64P/Swift-Gehrels斯威夫特•格雷尔斯彗星斯威夫特&格雷尔斯9.21 65P/Gunn冈恩彗星Gunn 6.80 66P/du Toit杜托伊特彗星du Toit 14.7 67P/Churyumov-Gerasimenko丘尤穆夫-杰拉西门科彗星Churyumov & Gerasimenko 6.57 68P/Klemola凯莫拉彗星Klemola 10.82 69P/Taylor泰勒彗星Taylor 6.95 70P/Kojima小岛彗星小岛信久7.04 71P/Clark克拉克彗星Clark 5.52 72P/Denning-Fujikawa丹宁-藤川彗星Denning &藤川繁久9.01 73P/Schwassmann-Wachmann 3施瓦斯曼•瓦茨曼3号彗星施瓦斯曼、瓦茨曼5.34 74P/Smirnova-Chernykh斯默诺瓦-切尔尼克彗星Smirnova &切尔尼克8.52 75D/Kohoutek科胡特克彗星Kohoutek 6.67 76P/West-Kohoutek-Ikemura威斯特-科胡特克-池村彗星West & Kohoutek & Ikemura 6.41 77P/Longmore隆莫彗星Longmore 6.83 78P/Gehrels 2格雷尔斯2号彗星Gehrels 7.22 79P/du Toit-Hartley杜托伊特-哈特雷彗星du Toit & Hartley 5.21 80P/Peters-Hartley彼得斯-哈特雷彗星Peters & Hartley 8.12 81P/Wild 2怀尔德2号彗星怀尔德6.40 82P/Gehrels 3格雷尔斯3号彗星Gehrels 8.11 83P/Russell 1拉塞尔1号彗星拉塞尔6.10 84P/Giclas吉克拉斯彗星Giclas 6.95 85P/Boethin波辛彗星利奥波辛11.23 86P/Wild 3怀尔德3号彗星怀尔德6.91 87P/Bus巴斯彗星Bus 6.52 88P/Howell霍威尔彗星Howell 5.50 89P/Russell 2拉塞尔2号彗星拉塞尔7.42 90P/Gehrels 1格雷尔斯1号彗星Gehrels 14.8 91P/Russell 3拉塞尔3号彗星拉塞尔7.67 92P/Sanguin桑吉恩彗星Sanguin 12.4 93P/Lovas 1洛瓦斯1号彗星Lovas 9.15 94P/Russell 4拉塞尔4号彗星拉塞尔6.58 95P/Chiron奇龙彗星Kowal 50.78 96P/Machholz 1麦克霍尔兹1号彗星Machholz 5.24 97P/Metcalf-Brewington梅特卡夫-布鲁英顿彗星Metcalf & Brewington 7.76 98P/Takamizawa高见泽彗星高见泽今朝雄7.21 99P/Kowal 1科瓦尔彗星Kowal 15.1 100P/Hartley 1哈特雷1号彗星哈特雷6.29 101P/Chernykh切尔尼克彗星切尔尼克13.90 102P/Shoemaker 1舒梅克1号彗星C. Shoemaker & E. Shoemaker 7.26 103P/Hartley 2哈特雷2号彗星哈特雷6.41 104P/Kowal 2科瓦尔2号彗星Kowal 6.18 105P/Singer Brewster辛格-布鲁斯特彗星Singer Brewster 6.44 106P/Schuster舒斯特彗星Schuster 7.29 107P/Wilson-Harrington威尔逊-哈灵顿彗星Helin & Wilson & Harrington 4.30 108P/Ciffreo西弗里奥彗星Ciffreo 7.25 109P/Swift-Tuttle斯威夫特•塔特尔彗星斯威夫特、塔特尔135.00 110P/Hartley 3哈特雷3号彗星哈特雷6.88 111P/Helin-Roman-Crockett赫林-罗曼-克罗克特彗星Helin & Roman & Crockett 8.12 112P/Urata-Niijima浦田•新岛彗星浦田武、新岛恒男6.65 113P/Spitaler斯皮塔勒彗星Spitaler 7.10 114P/Wiseman-Skiff怀斯曼-斯基夫彗星Wiseman & Skiff 6.66 115P/Maury莫里彗星Maury 8.79 116P/Wild 4怀尔德4号彗星怀尔德6.48 117P/Helin-Roman-Alu 1赫琳-罗曼-阿勒1号彗星Helin & Roman & Alu 8.25 118P/Shoemaker-Levy 4舒梅克•利维4号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 6.49 119P/Parker-Hartley帕克尔-哈特雷彗星Parker & Hartley 8.89 120P/Mueller 1米勒1号彗星Mueller 8.43 121P/Shoemaker-Holt 2舒梅克-霍尔特2号彗星C.Shoemaker, E.Shoemaker & Holt 8.01 122P/de Vico德威科彗星de Vico 74.41 123P/West-Hartley威斯特-哈特雷彗星West & Hartley 7.58 124P/Mrkos马尔科斯彗星Mrkos 5.74 125P/Spacewatch太空观察彗星Spacewatch 5.54 126P/IRAS艾拉斯彗星IRAS卫星13.29 127P/Holt-Olmstead霍尔特-奥尔斯特德彗星Holt & Olmstead 6.34 128P/Shoemaker-Holt 1舒梅克-霍尔特1号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Holt 6.34 129P/Shoemaker-Levy 3舒梅克•利维3号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 7.24 130P/McNaught-Hughes麦克诺特-哈根斯彗星McNaught & Hughes 6.67 131P/Mueller 2米勒2号彗星Mueller 7.08 132P/Helin-Roman-Alu 2赫琳-罗曼-阿勒2号彗星Helin & Roman & Alu 8.24 133P/Elst-Pizarro厄斯特-匹兹阿罗彗星Elst & Pizarro 5.61 134P/Kowal-Vávrová科瓦尔-瓦洛瓦彗星Kowal & Vávrová 15.58 135P/Shoemaker-Levy 8舒梅克•利维8号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 7.49 136P/Mueller 3米勒三号彗星Mueller 8.71 137P/Shoemaker-Levy 2舒梅克•利维2号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 9.37 138P/Shoemaker-Levy 7舒梅克•利维7号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 6.89 139P/Vaisala-Oterma维萨拉-奥特马彗星Vaisala & Oterma 9.57 140P/Bowell-Skiff鲍威尔-斯基夫彗星Bowell & Skiff 16.18 141P/Machholz 2麦克霍尔兹2号彗星Machholz 5.23 142P/Ge-Wang葛•汪彗星葛永良、汪琦11.17 143P/Kowal-Mrkos科瓦尔-马尔科斯彗星Kowal & Mrkos 8.94 144P/Kushida串田彗星串田嘉男7.58 145P/Shoemaker-Levy 5舒梅克•利维5号彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 8.69 146P/Shoemaker-LINEAR舒梅克•林尼尔彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & LINEAR 7.88 147P/Kushida-Muramatsu串田•村松彗星串田嘉男、村松修7.44 148P/Anderson-LINEAR安德逊•林尼尔彗星Anderson & LINEAR 7.04 149P/Mueller 4米勒4号彗星Mueller 9.01 150P/LONEOS罗尼斯彗星LONEOS小组7.67 151P/Helin赫琳彗星Helin 14.1 152P/Helin-Lawrence赫琳-劳伦斯彗星Helin & Lawrence 9.52 153P/Ikeya-Zhang池谷•张彗星池谷薰、张大庆367.17 154P/Brewington布鲁英顿彗星Brewington 10.7 155P/Shoemaker 3舒梅克3号彗星C. Shoemaker & E. Shoemaker 17.1 156P/Russell-LINEAR罗素•林尼尔彗星罗素、LINEAR小组6.84 157P/Tritton特里顿彗星Tritton 6.45 158P/Kowal-LINEAR科瓦尔-林尼尔彗星Kowal、LINEAR小组10.3 159P/LONEOS罗尼斯彗星LONEOS小组14.3 160P/LINEAR林尼尔彗星LINEAR小组7.95 161P/Hartley-IRAS哈特雷•艾拉斯彗星哈特雷、IRAS卫星21.5 162P/Siding Spring塞丁泉彗星Siding Spring 163P/NEAT尼特彗星NEAT小组 164P/Christensen克里斯坦森彗星克里斯坦森 165P/LINEAR林尼尔彗星LINEAR小组 166P/NEAT尼特彗星NEAT小组 167P/CINEOS西尼奥彗星CINEOS小组 168P/Hergenrother赫詹若斯彗星Carl W. Hergenrother 169P/NEAT尼特彗星NEAT小组 170P/Christensen 2克里斯坦森2号彗星克里斯坦森 171P/Spahr斯帕尔彗星Timophy B. Spahr 172P/Yeung杨彗星杨光宇 173P/Mueller 5米勒5号彗星Jean Mueller 174P/Echeclus太空监测 175P/Hergenrother赫詹若斯彗星Carl W. Hergenrother 176P/LINEAR林尼尔彗星LINEAR小组 177P/Barnard 2巴纳德2号彗星巴纳德 178P/Hug-Bell胡格•贝尔彗星胡格、贝尔 179P/Jedicke詹迪克彗星 180P/NEAT尼特彗星NEAT小组 181P/Shoemaker-Levy 6舒梅克•利维6号彗星 182P/LONEOS罗尼斯彗星LONEOS小组 183P/Korlevic-Juric科莱维克-尤里奇彗星 184P/Lovas 2洛瓦斯2号彗星 185P/Petriew帕特雷彗星 186P/Garradd杰拉德彗星 187P/LINEAR林尼尔彗星 188P/LINEAR-Mueller林尼尔-米勒彗星 189P/NEAT尼特彗星NEAT小组 190P/Mueller米勒彗星 191P/McNaught麦克诺特彗星 192P/Shoemaker-Levy 1舒梅克-利维1号彗星 193P/LINEAR-NEAT林尼尔-尼特彗星 194P/LINEAR林尼尔彗星 195P/Hill希尔彗星 196P/Tichy迪奇彗星 197P/LINEAR林尼尔彗星 198P/ODAS奥达斯彗星 199p/Shoemaker舒梅克彗星 200P/Larsen拉森彗星 201P/LONEOS罗尼斯彗星 202P/Scotti斯科特彗星 203P/Korlevic (P/1999 WJ7 = P/2008 R4)科莱维克彗星 204P/LINEAR-NEAT (P/2001 TU80 = P/2008 R5)林尼尔-尼特彗星 205P/Giacobini (P/1896 R2 = P/2008 R6)贾科比尼彗星 206P/ Barnard-Boattini巴纳德-博阿蒂尼彗星 207P/ NEAT尼特彗星 208P/ McMillan麦克米尔兰彗星 209P/ LINEAR林尼尔彗星 210P/ Christensen克里斯坦森彗星 211P/ Hill希尔彗星 212P/NEAT尼特彗星 |
| 已分裂的彗星 | 51P/ 哈灵顿彗星 57P/杜托伊特-诺伊明-德尔波特彗星 73P/ 施瓦斯曼•瓦茨曼3号彗星 101P/ 切尔尼克彗星 128P/舒梅克-霍尔特彗星 141P/麦克霍尔兹2号彗星 |
| 已消失的彗星 | 3D/ 比拉彗星 5D /布罗森彗星 18D/ 佩伦•马尔科斯彗星 20D/威斯特普哈尔彗星 25D/ 诺伊明2号彗星 34D/ 盖尔彗星 75D/科胡特克彗星 |
哈雷彗星的平均公转周期为76年， 但是你不能用1986年加上几个76年得到它的精确回归日期。主行星的引力作用使它周期变更，陷入一个又一个循环。非重力效果（靠近太阳时大量蒸发）也扮演了使它周期变化的重要角色。在公元前239年到公元1986年，公转周期在76.0（1986年）年到79.3年（451和1066年）之间变化。最近的近日点为公元前11年和公元66元。
哈雷彗星的公转轨道是逆向的，与黄道面呈18度倾斜。另外，像其他彗星一样，偏心率较大。哈雷彗星的彗核大约为16x8x8 千米。与先前预计的相反，哈雷彗星的彗核非常暗：它的反射率仅为0.03，使它比煤还暗，成为太阳系中最暗物体之一。哈雷彗星彗核的密度很低：大约0.1克/立方厘米，说明它多孔，可能是因为在冰升华后，大部分尘埃都留了下来所致。
哈雷彗星在众多彗星中几乎是独一无二的，又大又活跃，且轨道明确规律。这使得Giotto飞行器瞄准起来比较容易。但是它无法代表其他彗星所具有的公性。
慧星本身是不会发光的。早在我国晋代，我国天文学家就认识到这一点。《晋书●天文志》中记载，“彗本无光，反日而为光”。彗星是靠反射太阳光而发光的。一般彗星的发光都是很暗的，它们的出现只有天文学家用天文仪器才可观测到。只有极少数彗星，被太阳照得很明亮拖着长长的尾巴，才被我们所看见。
(Halley's comet)第一颗经推算预言必将重新出现而得到证实的著名大彗星。当它在1682年出现后，英国天文学家哈雷注意到它的轨道与1607年和1531年出现的彗星轨道相似，认为是同一颗彗星的三次出现，并预言它将在1758年底或1759年初再度出现。虽然哈雷死于1742年，没能看到它的重新出现，但在1759年它果然又回来，这是天文学史上一个惊人成就。这颗彗星因而命名为哈雷彗星。它的公转周期为76年，近日距为8,800万公里（0.59天文单位），远日距为53亿公里（35.31天文单位），轨道偏心率为0.967。中国史书上对哈雷彗星的出现有详细记载。论记录时间之早，首推《春秋》。《春秋》说：鲁文公十四年（公元前613年）“秋七月，有星孛入于北斗。”这是世界上第一次关于哈雷彗星的确切记录。论所记内容之早，则首推西汉的《淮南子》。《淮南子·兵略训》说：“武王伐纣，东面而迎岁，至汜而水，至共头而坠，彗星出，而授殷人其柄。”据中国天文学家张钰哲推算，这是公元前1057年哈雷彗星回归的记录。从公元前240年起，哈雷彗星每次出现，中国都有记载，其次数之多和记录之详，是其他国家所没有的。哈雷彗星的原始质量估计小于10万亿吨。如取近似值，彗核平均密度为每立方厘米1克，则彗核半径应小于15公里。估计它每公转一圈，质量减少约20亿吨，这只是其总质量的很小一部分，因此它还会存在很久。 目视亮度 近日点（AU）绝对亮度 年份 名称
-18 0.006 +4.0 1680 (Kirch)
-10 0.008 +0.8 1882 九月大彗星
-10 0.008 +6.0 1965 池谷-关彗星
-8 0.177 -1.8 1577 第谷彗星
-8 0.026 +3.8 1865 南天大彗星 (Abbott)
-7 0.585 +0.0 66 哈雷彗星 此次回归近地点只有0.033AU
-7 0.091 +3.4 1821 Nicollet-Pons
-7 0.006 +4.9 1843 三月大彗星
-6 0.222 +0.5 1744 歇索彗星 有6-7条彗尾
-6 0.123 +3.2 1769 梅西耶彗星
-6 0.005 +7.1 1880 南天大彗星 (Gould)
-5? 0.38 +0.5 1402
-5 0.067 +6.0 1668 (Gottignies)
-5 0.042 +6.0 1695 (Jacob)
-5 0.043 +6.8 1847 Hind
-5 0.061 +7.0 1882 Wells
-4 0.486 +2.0 1472 (Regiomontanus)
-4 0.089 +6.0 1593 (Ripensis)
-4 0.106 +4.9 1665 (Hevelius)
-4 0.005 +6.3 1887 南天大彗星 (Thome)
-4 0.129 +5.0 1910 白日彗星
-3 0.169 +4.8 1582 第谷彗星
-3 0.215 +4.0 1758 (De la Nux)
-3 0.126 +6.2 1830 (Herapath)
-3 0.176 +5.2 1927 斯基勒鲁普-马里斯塔尼彗星
-3 0.110 +6.0 1947 南天彗星
-3 0.135 +5.5 1948 日食彗星
-3 0.142 +5.2 1973 科胡特克彗星
-3 0.197 +4.6 1976 威斯特彗星
-2 0.77 +3.5 1092
-2 0.255 +3.0 1533 (Apian)
-2 0.223 +4.0 1737 (Bradley)
-2 0.342 +4.0 1819 (Tralles)
-2 0.227 +4.2 1823 (De Breaute-Pons)
-2 0.192 +5.2 1895 Perrine
-2 0.031 +6.6 1962 关-莱恩斯彗星
-1 0.825 +3.5 1264
-1 0.493 +1.2 1433
-1 0.519 +1.8 1532 (Fracastor)
-1 0.281 +4.5 1558 (Hesse-Gemma)
-1 1.026 +2.4 1664 (Hevelius)
-1 0.281 +4.4 1677 (Hevelius)
-1 0.674 +7.7 1770 梅西耶彗星 近地点仅0.0015AU 历史第二
-1 0.250 +4.9 1844 (Wilmot)
-1 0.909 +6.0 1853 Schweizer 近地点仅0.089AU
-1 0.307 +4.8 1853 Klinkerfues
-1 0.822 +3.9 1861 Tebbutt
-0.7 0.914 -0.8 1997 海尔波普彗星
-0.5 0.316 +5.1 1957 阿仑德-罗兰彗星
0.0 0.230 +5.5 1996 百武彗星 近地点仅0.1AU
历史上绝对亮度最大的彗星近日点远达4.1AU，所以并不算亮
“暗彗星”是一种脱落其明亮冰晶物质，只保留着内部有机物质外壳，从而反射很少的光线。由于暗彗星并不燃烧，它与地球的碰撞路径中很容易逃脱研究人员的探测，直至灾难出现。英国卡迪夫大学的比尔·纳皮尔(Bill Napier)教授告诉《新科学家》杂志称，“证实昏暗、处于休眠状态的彗星是一项重大发现，但很大程度上它对地球构成一定的危险。”他的研究同事北爱尔兰地区阿尔马天文台的天文学家大卫·阿谢尔(David Asher)博士警告指出，许多定期运行的彗星围绕太阳旋转一周的时间少于200年，通常它们都是“暗彗星”。
