彗星[星體]:彗星（Comet），是進入太陽系內亮度和形狀會隨日距變化而 -百科知識中文網

概述簡介

彗星，俗稱掃把星，是由冰構成的太陽系小天體（SSSB），當他朝向太陽接近時，會被加熱並且開始釋氣，展示出可見的大氣層，也就是彗發，有時也會有彗尾。這些現象是由太陽輻射和太陽風共同對彗核作用造成的。彗核是由鬆散的冰、塵埃、和小岩石構成的，大小從P/2007R5的數百米至海爾博普彗星數十公里不等。

彗星的軌道周期範圍也很大，可以從幾年到幾百萬年。短周期彗星來自超越至海王星軌道之外的古柏帶，或是與離散盤有所關聯。長周期彗星被認為起源於歐特雲，這是在古柏帶外面，伸展至最近恆星一半距離上，由冰凍天體構成的球殼。長周期彗星受到路過恆星和銀河潮汐的引力攝動而直接朝向太陽前進。雙曲線軌道的彗星可能在進入內太陽系之前曾經被沿著雙曲線軌跡被拋射至星際空間，則只會穿越太陽系一次。來自太陽系外，在銀河系內可能是常見的系外彗星也曾經被檢測到。彗星與小行星的區別只在於存在著包圍彗核的大氣層，未受到引力的拘束而擴散著。這些大氣層有一部分被稱為彗發（在中央包圍著彗核的大氣層），其它的則是彗尾（受到來自太陽的太陽風等離子和光壓作用，從彗發被剝離的氣體、塵埃、和帶電粒子，通常呈線性延展的部分）。然而，熄火彗星因為已經接近太陽許多次，幾乎已經失去了所有可揮發的氣體和塵埃，所以就顯得類似於小的小行星。小行星被認為與彗星有著不同的起源，是在木星軌道內側形成的，而不是在太陽系的外側。主帶彗星和活躍的半人馬小行星的發現，已經使得小行星和彗星之間的差異變得模糊不清。
截至2013年7月，已經知道的彗星有4894顆，其中大約有1500顆是克魯茲族彗星和大約484顆短周期彗星，而且這個數量還在穩定的增加中。然而，這只是潛在彗星族群中微不足道的數量：估計在外太陽系的儲藏所內類似的彗星體數量可能達到一兆顆。儘管大多數的彗星都是暗淡和不夠引人注目的，但平均大概每年會有一顆裸眼可見的彗星，其中特別明亮的就會被稱為"大彗星s"。在2014年1月22日，ESA科學家的報告首次明確的指出在矮行星穀神星，也是小行星帶中最大的天體，有水汽存在。這項檢測是通過赫歇爾太空望遠鏡使用遠紅外線技術完成的。此一發現是出人意料之外的，因為彗星，不是小行星，才會有這種典型的"噴流萌芽和羽流"。根據其中一位科學家的說法："彗星和小行星之間的區隔是越來越模糊了"。古代也有彗星出現的記錄，古人一般認為彗星是凶兆。

語源

彗星以其拖著的長尾巴而得名，“彗”的本意就是帚。《說文》：“彗，埽竹也。”。中國古人把彗星叫做“星孛”，《春秋》記載，魯文公14年（前613年）“秋七月，有星孛入於北斗”。這是世界上關於哈雷彗星的最早記錄。中國《晉書·天文志》載有：“彗星所謂掃星，本類星，末類彗，小者數寸，長或經天。彗星本無光，傅日而為光，故夕見則東指，晨見則西指。在日南北皆隨日光而指，頓挫其芒，或長或短。”準確的描述了彗星的形態。西方語言中的“彗星”一詞（如法語：comète；德語：Komet；英語：comet，古英文：cometa），源自拉丁文的comēta或comētēs，這是拉丁化的希臘文κομήτης。在牛津英語字典，這個詞是'κομήτης'（'ἀστὴρ'），意思是希臘文的"長發明星，彗星"。Κομήτης是從κομᾶν（"留著長發"）轉變過來的，其本身又是從κόμη（意思是"頭上的頭髮"）轉變過來的，而其意思是"彗星的尾巴"。希臘哲學家兼科學家亞里斯多德是第一位使用這個延伸出來的字κόμη,κομήτης，來形容他看見的"長著頭髮的星星"。彗星的天文學符號是（☄），由一個小圓盤和三根儒頭髮突起的短線段組成。

物理性質

彗星由彗核、彗發和彗尾組成。彗核和彗發構成彗頭。

彗核

主條目：彗核
一顆彗星在核心的固體結構被稱為彗核。彗核是由水冰、岩石、和凍結的氣體，像是二氧化碳、一氧化碳、甲烷和氨融合在一起組成的。因此，在弗雷德·惠普爾建立起彗星模型之後，它們普遍的被描述為"髒雪球"。然而，有一些彗星的塵埃含量較高，導致他們被稱為"冰污球"。
彗核的表面一般是乾燥、塵土或岩石飛揚的，這暗示冰是隱藏在表面數米厚的的地殼之下。除了已經提到的氣體，彗核還包含各種各樣的有機化合物，它們可能包括甲醇、氰化氫、甲醛、乙醇、和乙烷，或許還有更複雜的分子，如長鏈的烴類和胺基酸。在2009年，從NASA星塵任務帶回的彗星塵埃中發現了胺基酸中的甘氨酸。在2011年8月，NASA一份根據在地球上發現的隕石所做的報告指出，已經發現DNA和RNA的元件（腺嘌呤、鳥嘌呤、及相關的有機分子），可能已經在小行星和彗星上形成。
彗核表面的反照率非常的低，使它們成為太陽系內反照率最低的物體。喬托號太空探測器發現哈雷彗星的彗核只反射了大約4%照射在它上面的光線，深空一號發現包瑞利彗星表面反射落在它上面的光線少於3%；相較之下，落在瀝青表面的光都還有7%能被反射。彗核表面黑暗的物質材料可能包括複雜的有機化合物。太陽的熱驅動了較輕的揮發物，留下了較重的有機化合物，往往都是黑色的，像是焦油或是原油。彗星表面相對較低的反照率使它們可以吸收更多需要的熱量，驅動釋氣的程式。

一些彗星的性質

名稱	直徑公里	密度 g/cm3	質量 kg
哈雷彗星	15 × 8 × 8	0.6	3×1014
9P/Temp 1	7.6 × 4.9	0.62	7.9×1013
109P/Bowell	8 × 4×4	0.3	2×1013
81P/Wild 2	5.5 × 4.0 × 3.3	0.6	2.3×1013

曾經觀察過的彗核直徑有超過30千米（19英里）的，但是要確定其確實的大小是很困難的。P/2007R5的彗核直徑大約只有100–200米。儘管儀器非常靈敏，但是缺乏較小的彗星可供檢測彗核的大小，使得一些人認為彗核的直徑不會小於100米（330英尺）。從已知的彗星估計，彗核的平均密度大約是0.6g/cm3，彗核的低質量使彗核不會因為自己的重力造成球形，因此它們的外型是不規則的。
大約6%的近地小行星被認為是熄火彗星，它們的彗核已不再釋放出氣體，包括(14827)Hypnos（睡神星）和(3552)DonQuixote（唐吉訶德）。

彗發

主條目：彗發

在彗星的周圍圍繞著的塵埃和氣體形成一個巨大且稀薄的大氣層，稱為彗發，彗發受到太陽風和太陽的輻射壓導致背向太陽的巨大尾巴，稱為彗尾。
彗發通常都由 H2O和塵埃構成，其中90%都是當彗星距離太陽3至4天文單位（450,000,000至600,000,000千米；280,000,000至370,000,000英里）就從彗核揮發出來的水。 H2O的母分子主要是通過光解和很多規模較小的光電離，還有太陽風扮演光化學的小角色而被摧毀（分解）。較大的塵埃粉塵粒子沿著彗星軌道的路徑留下，而更小的粒子被光壓推入彗星的尾巴。
雖然固體的彗核一般都小於60千米（37英里）的直徑，但彗發可能有數千或數百萬公里的直徑，有時會變得比太陽還要。例如，17P/霍姆斯彗星在2007年10月爆發之後大約一個月的短時間，巨大的大氣層就比太陽還要大；1811年大彗星的彗發也大致與太陽的直徑相當。但即使彗發再大，在它跨越火星，大約距離太陽1.5天文單位（220,000,000千米；140,000,000英里），它的大小就會衰減。在這個距離上，太陽風已經足夠強大，可以將氣體和塵埃吹離彗發，使尾巴增大。當一顆彗星穿越內太陽系時，彗發和尾巴都會被太陽照亮而能夠看得見，塵埃會直接反射陽光，而氣體會因為離子化而發光。大多數的彗星因為太暗淡，沒有望遠鏡的協助依然看不見，但每幾十年總會有亮到肉眼足以直接看見的彗星。偶爾，會遇到彗星突然爆發出大量的氣體和塵埃，這時彗發的大小會增加一段時期。在2007年，17P/霍姆斯彗星就發生這樣的現象。
在1996年，發現彗星輻射出X射線。這使天文學家大為吃驚，因為X射線通常與高溫天體相關聯。X射線是彗星與太陽風的互動作用生成的：當高度電離的太陽風離子飛過彗星的大氣層時，它們與彗星大氣層中的原子和分子撞擊，會從它們獲得一個或多個電子，這個過程稱為”電荷交換”。這種交換或轉讓一個電子給太陽風中的離子讓離子去激發回到基態，導致輻射出X射線和遠紫外線光子。

彗尾

主條目：彗尾

在太陽系的外緣，彗星依然在冰凍和不活躍的狀態時，由於體積很小，因此很難甚至無法從地球上觀測到。來自哈柏太空望遠鏡的觀測報告，提出在古柏帶內不活躍彗核的統計報告，但是這些檢測不僅受到質疑，並且無法獨立驗證。當彗星接近太陽系的內側時，太陽輻射造成彗核內部揮發性物質蒸發，並且從核心向外噴出，同時會帶走一些塵埃粒子。
氣體和塵埃流會形成指向不同方向，自己獨特的彗尾。塵埃形成彎曲的尾巴會被拋在軌道的後方，通常稱為第二型彗尾。同時，離子尾，或是第一型彗尾總是指向背向太陽的地方，因為它們受到太陽風的作用遠比塵埃更強烈，因此是沿著磁場線而不是軌道的軌跡。在某些場合，如當地球穿越過彗星的軌道平面和我們從側面看見彗星，可能會看見與塵埃尾指向相反的塵埃尾，稱為彗翎（反尾）（在環繞太陽彗星前方的彗尾，與尾端的塵埃尾共線）。
對彗翎的觀察在太陽風的發現上有意義深遠的貢獻。離子尾是彗發的微粒被太陽紫外線輻射電離後形成的。一但粒子被電離，它們獲得淨正電核，並反過來在彗星附近引發”誘導磁層”。彗星和它的誘導磁層形成太陽風粒子向外流動的障礙。因為彗星的軌道速度和太陽風的速度都是超音速，弓形震波會在彗星運動和太陽風流動方向的前緣形成。在這些弓形震波，大量的彗星離子（稱為”拾取離子”）被凝聚和集中，並且載入太陽風的磁場和等離子，這樣的場線"披蓋"在彗星的周圍形成了離子尾。
如果離子尾的負載已經足夠了，則磁場線會在那個點上擠在一起，在沿著離子尾的某個距離上會發生磁重聯，這會導致"尾斷離事件"。這種現象已經被觀測到好幾次，在2007年4月20日就有一次值得注意的事件。當恩克彗星通過日冕拋射的物質的時候，它的離子尾就完全的被截斷了。日地關係天文台觀測到了這次的事件。
在2013年，歐洲空間局的科學家報告金星的電離層向外擴張的方式類似於一顆彗星在類似條件下形成的離子尾。

噴流

加熱不均勻可能導致新生成的氣體能夠打破彗星核心表面比較脆弱的點，像一個間歇泉。這些氣體和塵埃的流動可能引起彗核的自鏇，並使它分裂。在2010年，它揭漏乾冰（冰凍的二氧化碳）像彗核噴流物質的能源。能夠得知是因為有一艘太空船靠近哪裡，可以看見噴流從哪兒噴出，然後在紅外線的譜線上顯示出那兒有哪些物質。

與流星雨的關係

由於釋氣的緣故，彗星會留下一些固體的碎片。如果彗星的路徑跨越地球的路徑，當地球經過彗尾碎片的蹤跡，就有可能形成流星雨。例如，每年8月9日至12日，當地球穿越斯威夫特－塔特爾彗星的路徑時，形成的英仙座流星雨；哈雷彗星是10月份的獵戶座流星雨的來源。

軌道特性

大多數彗星都是細長橢圓軌道的太陽系小天體，它們的軌道只有一小部分接近太陽，剩餘的大部分都在深遠的太陽系外緣。彗星通常都以軌道周期的長短來分類：軌道周期越長的橢圓也越細長。

短周期

短周期彗星的定義一般是指周期短於200年的彗星。它們的軌道通常黃道的上下，並且運行方向與行星相同。它們軌道的遠日點通常在外行星的區域（木星和超越其外）；例如，哈雷彗星的遠日點就在海王星之外不遠處。彗星軌道的遠日點靠近哪一顆行星，它就是該行星的彗星"家庭"這些家庭成員被認為是起因於被行星捕獲到周期較短軌道上的長周期彗星。
周期最短的極端，恩克彗星的軌道不會抵達木星的軌道，並且稱為恩克型彗星。短周期彗星中，周期短於20年和低傾角（不超過30度）的被稱為木星族彗星。像哈雷彗星的，軌道周期在20至200年之間，軌道傾角從0至超過90度的，稱為哈雷族彗星。截至2013年(2013-Missingrequiredparameter1=month!)[update]，只有72顆哈雷族彗星被觀測過，相較之下木星族彗星則幾乎有470顆。
最近發現的主帶彗星形成一個獨立的類別，不僅軌道在小行星帶內，而且還接近圓形。
因為其橢圓軌道經常會帶它們接近巨大的行星，彗星會受到進一步的重力擾動。短周期彗星的遠日點有趨近於氣體巨星軌道半徑的趨勢。很顯然的，來自歐特雲的彗星在接近巨大行星的時候，經常會受到這些行星強烈的影響。木星是最大的擾動源，因為它的質量是其他行星質量總和的兩倍。這些擾動可以將長周期彗星的軌道轉變成短周期的軌道。
基於其軌道特徵，有些短周期彗星被認為起源於半人馬和古柏帶/離散盤 —一個在海王星外側的盤狀區域—而長周期彗星的來源被認為是更遙遠的一個球形的歐特雲（以提出存在這個假想球殼的何蘭天文學家楊·亨德里克·歐特的名字命名）。一般認為在這個以太陽為中心，大致成球形的遙遠地區內，在大致是圓形的軌道上，存在著許多類似彗星的天體。偶爾，外側行星的影響力（這種情形通常是對古柏帶的天體），或是鄰近的恆星（這種情形通常是對歐特雲的天體）可能會將這些天體中的一顆拋入橢圓形的軌道，將他帶向太陽成為可以看見的彗星。不同於回歸的短周期彗星，沒有之前的觀測資料可以建立它們的軌道，通過這個機制產生的新彗星，其外觀是不可預知的。

長周期

長周期彗星有較高的離心率軌道和範圍從200年至數千乃至百萬年的周期，在近日點附近時，離心率大於1並不完全意味著這顆彗星會逃離太陽系。例如，麥克諾得彗星在2007年1月（曆元）接近近日點時的日心吻切軌道離心率是1.000019，但是它受到太陽的引力約束，周期約為92,600年，因為在它遠離太陽之後離心率已降至1以下。長周期彗星將來的軌道需要再它遠離行星所在的區域以後，再以太陽系的中心計算吻切軌道的曆元，才能確定。依據定義，長周期彗星依然受到太陽引力的約束；這些彗星在接近主要的行星時可能會被彈出太陽系，因此就無須考慮它原本的"周期"是否正確。長周期彗星的軌道會帶它們進入遠離外行星的遠日點，而且它們的軌道平面也不需要躺在黃道面附近。像威斯特彗星和C/1999F1這些長周期彗星在重心座標系的拱點距離接近70,000天文單位，估計軌道周期大約長達600萬年。單次出現或非周期彗星都類似長周期彗星，這是因為它們在進入內太陽系接近近日點時，都有拋物線或略呈雙曲線的軌跡。但是，這可能是巨大行星的攝動導致它們的軌道發生改變。單次出現或是有著拋物或雙曲吻切的彗星，會使它們在接近太陽一次之後，就永遠的離開太陽系。太陽的希爾球是一個不穩定的球體，最大的範圍可以達到230,000AU(1.1秒差距（3.6光年）)。只有少數的數百顆彗星在接近近日點的附近時曾被觀測到雙曲線軌道（e>1），在使用無攝動的日心二體最加擬合才認為它們可能會逃出太陽系。
已經觀測過的彗星，沒有離心率明顯大於1的所以沒有明確的證據可以指出有起源於太陽系外的彗星。C/1980E1彗星的在1982年通過近日點之前的周期大約是710萬年，但是它在1980年與木星遭遇而被加速，使它成為已知彗星中離心率最大的（1.057）。預測不會再返回內太陽系的彗星包括C/1980E1、C/2000U5、C/2001Q4(NEAT)、C/2009R1、C/1956R1、和C/2007F1(LONEOS)。
有些機構使用周期彗星這個術語泛指軌道有周期性的彗星（也就是包括所有的短周期彗星和長周期彗星），而其他人使用它時則完全僅意味著短周期彗星。同樣的，雖然無周期彗星字面的意義是與"僅出現一次的彗星"是相同的，但有些人的意思是所有在有生之年不能看見第二次的彗星（也就是包括周期在200年以上的長周期彗星）。
早期的觀測顯示有幾顆彗星的軌跡真的是雙曲線軌道彗星（也就是無周期彗星），但都未超過被木星攝動而被加速的可能範圍。如果彗星充斥在星際空間內，它們的移動速度應該與臨近太陽的恆星有著相同數量級的相對速度（每秒數十公里的速度）。如果這樣的天體進入太陽系，它們應該有正值的特殊軌道能量，並將真正的觀測到有著雙曲線軌道。粗略的計算顯示，每世紀應該有4顆雙曲線軌道的彗星進入木星軌道的內側，並有著1或2等級的星等。

彗星的死亡

從太陽系排出

如果一顆彗星有足夠快的速度運行，那么它可以離開太陽系；這就是雙曲線情況的彗星。到目前為止，已知會彈出太陽系的彗星都是曾和太陽系的其它天體，像是木星，發生過互動作用（參見攝動）。所有已知的彗星都起源於太陽系內，而不是以高速度的雙曲線軌道進入太陽系。

耗盡揮發物質

主條目：熄火彗星木星族彗星（JFC）和長周期彗星（LPC，參見前述的"軌道特性"）似乎遵循非常不同的衰退法則。木星族彗星的活動大約是10,000年，或是1,000次的公轉，而長周期彗星消失得更快。只有10%的長周期彗星能夠通過短距離的近日點50次依然存活著，而只有1%能超過2,000次[36]。最終，大部分彗星的揮發性材料都會蒸發掉，使得彗星成為小而黑的惰性岩石，或是類似於小行星的廢墟。

瓦解（分裂）

彗星也會碎裂成為碎片，例如：比拉彗星（3D/Biela）於1846年發生分裂，1872年彗核完全分開，結果在1872、1885、1892年都引起非常壯觀的流星暴，每小時流星數達3000∼15000顆左右。73P/Schwassmann–Wachmann從1995年也開始發生這樣的現象。這些分裂可能是太陽或大行星引力導致的潮汐力造成的，或是由於揮發性物質的"爆炸"，還是其他尚未完全明了的原因。

失蹤

主條目：迷蹤彗星許多在數十年前或前個世紀發現的彗星現在已經成為失蹤者了。它們或因為軌道不明確而難以預測未來的出現，或是已經瓦解了。然而，偶爾會發現一顆"新"彗星，但它們的軌道計算顯示，這是舊有的"失蹤"彗星。一個例子是11P/Tempel–Swift–LINEAR，在1869年發現，但在1908年受到木星的攝動就失蹤了，直到2001年才意外的被LIEAR再度發現。

碰撞

有些彗星有著更壯觀的結束－要么落入太陽，或是粉碎後進入另一顆行星或天體。在太陽系的早期，彗星和行星或衛星之間的碰撞是很常見的：例如，地球的衛星表面有許多的撞擊坑，有些可能就是彗星造成的。最近一次彗星與行星的撞擊發生在1994年7月，粉碎了的舒梅克·利維九號彗星與木星相撞。
在早期的階段，有許多彗星和小行星因相撞而進入地球。許多科學家認為彗星的轟擊為年輕的地球（40億年前）帶來了大量的水，形成了目前鋪滿地球的海洋，即使不是全部也是很大的一部分。但也有其它的研究人員對這個理論產生質疑。在彗星上檢測到一些有機分子，使得有人推論彗星或隕石可能為地球帶來了生命的前身－甚至就是生物本身。依然有許多彗星是近地彗星，但是地球與小行星撞擊的機率還是高於彗星。
人們懷疑彗星的撞擊，在長時間的尺度上，也能運送大量的水給地球的衛星，所以可能有一些月球冰會留存下來。
彗星和隕石的撞擊被認為是玻璃隕石和澳洲玻璃隕體的成因。

命名規則

在過去的兩個世紀，彗星的命名有幾個不同的規則。在通過有系統的命名約定之前，有許多不同的命名方法。在20世紀的初期之前，大多數的彗星只簡單的依據它們出現的時間命名，特別是明亮的大彗星都只提及年份：像是"1680年大彗星"（C/1680V1，Kirch'sComet）、"1882年9月大彗星（C/1882R1）、和"1910年白晝大彗星（1910年1月大彗星）。

在愛德蒙·哈雷表明1531年、1607年、和1682年的彗星是同一顆，並且很成功的預測它在1759年回歸，這顆彗星就被稱為哈雷彗星。相同的，第二顆和第三顆周期彗星恩克彗星和比拉彗星也都是以計算它們軌道的天文學家，而不是最初（原始）發現者的名字命名。之後，周期彗星通常就以發現者的名字命名，但也只有第一次，之後的出現就以通過近日點的年份表示。
在20世紀初期，以發現者的名字為彗星命名變得非常普遍，並且迄今依然是如此，一顆彗星可以使用三位獨立發現者的名字。在最近這些年，許多彗星是由許多天文學家組織的大型團隊機構發現的，就以這個機構的名稱做為彗星的名字。例如，IRAS—荒貴—阿爾科克彗星（CometIRAS–Araki–Alcock）是紅外線天文衛星（IRAS）、和業餘天文學家玄一荒木與喬治·阿爾科克獨立發現的。在過去，當多顆彗星是由同一個人、獨力的團隊或團隊發現時，會在彗星的名稱之後附加上數字（但限定是周期彗星），用來區別這些彗星；像是舒梅克－李維1至9號。現在，因為一些組織發現的彗星數量眾多，使得這樣的命名變得不切實際，也未能試圖確保每顆彗星有一個唯一的名稱。取而代之的是，使用系統化的彗星型號，藉以避免混淆。
直到1994年，彗星都會先給與一個臨時名稱，這是以發現的年份配合發現的先後順序加上一個小寫的英文字母（例如，1969i（班尼特彗星）是1969年發現的第9顆彗星）。一但觀測到這顆彗星通過近日點，並且確定了它的軌道之後，就根據它通過近日點的年份和順序的羅馬數字給與永久性的名稱（這編號通常是該年結束後二年才能編好）。所以彗星1969i就成為彗星1970II（它是1970年通過近日點的第二顆彗星），又如舒梅克·利維九號彗星的名稱分別為1993e和1994Ⅹ。
但越來越多的彗星被發現，而且有些是在通過近日點之後才被發現，使這套系統顯得不切實際。於是國際天文學聯合會在1994年推出新的彗星命名系統。從1995年開始，彗星在一年中以每半個月為單位使用一個字母和數字來指示發現的順序（這個系統和用於小行星的類似），所以，例如在2006年2月下半月發現的第4顆彗星，將被命名為2006D4。此外，還添加前綴字母來顯示彗星的性質：
• P/：確認為周期彗星（目地在定義任何周期短於200年的彗星，或是確認已經觀測通過近日點超過一次以上的彗星）；P前面再加上周期彗星總表編號。所以，哈雷彗星，第一顆被確認周期的彗星，在系統內的名稱是1P/1682Q1。
• C/標示無周期的彗星或周期超過200年的彗星。例如，海爾博普彗星的名稱為C/1995O1。
• X/標示沒有可靠的軌道元素可以計算的彗星（一般來說都是歷史上的彗星）。
• D/標示不再回歸或已經消失、分裂或失蹤的彗星。
• A/標示被錯誤歸類為彗星，但其實是小行星的天體。

最初被當成小行星命名的彗星，在確認後仍然維持原有的名稱，但會加上前綴字母，例如P/2004EW38（Catalina–LINEAR）。
在太陽系內，暨是彗星又是小行星的天體已經有五顆，它們分別是：
• 95P/開朗=2060開朗
• 107P/威爾遜-哈靈頓=4015威爾遜-哈靈頓
• 133P/Elst-Pizarro=7968Elst-Pizarro
• 174P/Echeclus=60558厄開克洛斯
• 176P/LINEAR=118401LINEAR

如果彗星破碎，分裂成數個以上的彗核，則在編號後加上-A、-B..以區分每個彗核。回歸彗星方面，如彗星再次被觀測到回歸時，則在P/（或可能是D/）前加上一個由IAU小行星中心給定的序號，以避免該彗星回歸時重新標記。例如哈雷彗星有以下標記：1P/1682Q1=1P/1910A2=1P/1982U1=1P/Halley=哈雷彗星。

研究的歷史

早期的觀測和推論

在望遠鏡發明之前，彗星好像無論在何處出現，都會慢慢的消失不見。它們通常都被認為是不好的預兆，會為國王或男性的貴族帶來災難、死亡，甚至被解釋為上天對地球上居民的攻擊。來自古代的資料，例如中國的甲骨文，知道數千年來人類就曾經發現過彗星。烏魯克的國王吉爾伽美什將之解釋為"流星"，而啟示錄、以諾書等則稱之為彗星，或可能是火流星。一個很有名的古老記錄，是出現在貝葉掛毯上的哈雷彗星，這幅掛毯描述的是1066年諾曼征服英格蘭的事跡。
亞里斯多德在他的第一本書，天象論中對彗星看法的論調，主導了西方對彗星的思潮將近兩千年。他否決了幾個早期哲學家認為彗星是行星，或至少是一種與行星有觀天象的想法，理由是行星局限於黃道上，並且是種圓周運動，但彗星可能出現在天空中的任何部分。取而代之的是，他描述彗星是地球大氣層上層的現象，是在炎熱、乾燥的環境下聚集和偶然噴出的火焰。亞里斯多德認為這種機制不僅形成彗星，還包括流星、極光，甚至是銀河。
有幾位後來的哲學家對彗星的看法提出異議。塞內卡在他的天問指出，彗星在天空中有規律的移動，並且不受風影響的性質，這種不受干擾的行為比較像天體而不是大氣中典型的現象。儘管他認為其它的行星不會出現在黃道之外，但是類似地球的天體沒有理由不能在天空的任何地方出現，人類對天體的認識是非常有限的。然而，亞里斯多德的觀點被證明更有影響力，直到16世紀，彗星還被認為是大氣層內，而不是大氣層之外的現象。
在1577年，一顆明亮的彗星出現了好幾個月。丹麥的天文學家第谷·布拉赫使用他自己和別人在不同地點測量的彗星位置，試圖測量出彗星的視差。但在測量的精確度範圍內，測不出任何視差，這暗示了彗星的距離比月球到地球距離至少還要遠4倍以上。

軌道的研究

雖然彗星現在已經被證明是天體，但是它們在天空上是如何移動的，卻在下個世紀成為辯論的主題。即使稍後約翰·克卜勒在1609年確定行星是以橢圓軌道環繞著太陽，他認為定律管轄的是行星運動，應該不會影響到其它天體的運動－他相信彗星是在行星之間以直線運動。伽利略雖然堅信哥白尼學說，拒絕第谷的視差測量並且包容亞里斯多德認為彗星是通過大氣層上層直線運動的觀念[來源請求]。
在1610年，威廉·羅耳是第一位建議行星運動的克卜勒定律也適用於彗星的人。在接下來的數十年，其他的天文學家，包括PierrePetit、GiovanniBorelli、AdrienAuzout、羅伯特·虎克、JohannBaptistCysat、和喬凡尼·多美尼科·卡西尼也都主張彗星是以橢圓或拋物線的曲線路徑繞著太陽；但是，其他的，像是克里斯蒂安·惠更斯和約翰·赫維留依然認為彗星是以直線運動。
這件事經由GottfriedKirch在1680年11月14日發現的亮彗星得到解決，整個歐洲的天文學家追蹤這顆彗星的位置達數個月。在1681年，薩克遜的牧師進一步的證明這顆彗星是以拋物線運行的天體，並且太陽在其中的一個焦點上。然後艾薩克·牛頓在他1687年發表的數學原理中證明了一個在與距離平方成反比的萬有引力影響下運動的物體，它的軌道所形成的軌跡形狀是圓錐曲線，並且使用1680年的彗星做例子，說明彗星在天球上經過的路徑與拋物線是如何吻合的。
在1705年，愛德蒙·哈雷套用牛頓的方法分析了在1337年至1698年間出現的23顆彗星。他注意到1531年、1607年和1682年的彗星有著非常相似的軌道要素，他進一步考慮到木星和土星的引力攝動對軌道造成的微小差異，更有信心確認這三顆彗星是同一顆彗星的一再出現，他並預測這顆彗星在1758至1759年間會再出現。（稍早些，羅伯特·虎克認定1664年和1618年的彗星是同一顆，同時GiovanniDomenicoCassini曾懷疑1577年、1665年、和1680年的，但兩者都不正確。）哈雷預測的回歸日期後來被三位法國數學家的小組：亞歷克西斯·克勞德·克萊羅、約瑟夫·拉朗德和妮可-雷訥·勒波特，再精算過，他們預測這顆彗星的近日點落在1759年，準確在一個月內。當這顆彗星儒預測的回來時，它被命名為哈雷彗星（稍後的正式名稱為1P/Halley），下次將於2061年回歸
在歷史上，彗星的周期不僅要夠短，還要每次都夠明亮，才能夠被記錄好幾次。哈雷彗星是唯一每次都夠亮，在經過太陽系的內側時能以肉眼看見的彗星。自哈雷彗星的周期被確認之後，通過望遠鏡的使用，發現了許多其它的周期彗星。第二顆被發現周期的彗星是恩克彗星（官方正式的名稱是2P/Encke）。德國數學家兼物理學家約翰·弗朗茨·恩克在1819-21年間計算一系列彗星的軌道，他觀察到1786年、1795年、1805年、和1818年的彗星，得出的結論是它們是同一顆彗星，並且成功的預測它在1822年的回歸。到1900年，已經有17顆彗星被觀察到多次通過近日點，並被認定是周期彗星。截至2012年11月(2012-11)[update]，已有271顆周期彗星comets被辨識出來，不過其中有幾顆已經瓦解或是失蹤了。

物理性質的研究

艾薩克·牛頓描述彗星是在傾斜軌道上運動的緊密和持久的固體，它們的尾巴是由核心排放出，被太陽加熱或點燃的稀薄氣體。牛頓懷疑彗星是支援空氣中生命起源的元件，他也相信彗星排放的蒸氣和太陽供應的燃料，可以補充行星的水（經由植物的增長和腐爛還逐漸轉變成行星上的土壤）。

來自巨大的蒸汽，火車或許會被撼動
振奮了眾多球體上的水份
或許，在它細長的橢圓軌道上隨風而去
讓新燃料下降到太陽
照耀著世界，地地球之火得到增長
Fromhishugevapouringtrainperhapstoshake
Revivingmoistureonthenumerousorbs,
Thro'whichhislongellipsiswinds;perhaps
Tolendnewfueltodecliningsuns,
Tolightupworlds,andfeedth'etherealfire."
——詹姆斯·湯姆森,"四季"（1730;1748）

在18世紀初期，一些科學家對彗星的組成已經做了正確的假設。在1755年，伊曼努爾·康德假設彗星是由一些揮發性物質組成，當它們接近近日點時因為汽化而呈現輝煌的亮度。在1836年，德國數學家弗里德里希·威廉·貝塞爾在觀察1835年的哈雷彗星噴發出來的氣流之後，認為噴射力大到足以改變一顆彗星的軌道，。
然而，另一個有關彗星的發現掩蓋了這個想法將近一世紀之久。在1864至1866年間，義大利天文學家喬凡尼·斯基亞帕雷利計算英仙座流星雨的軌道，基於軌道的相似性，它正確的指出該流星雨是斯威夫特－塔特爾彗星的片段。彗星和流星雨之間的聯繫，在1872年被戲劇性的強調，在比拉彗星的軌道上發生了重大的流星雨，而這顆彗星在1846年出現時被觀測到分裂成兩半，並且在1852年後就未曾再見到。"碎石銀行"結構的彗星模型出現了，在模型中，彗星是由鬆散的小岩石堆積而成，並塗上了冰冷的外層。
在20世紀中葉，這種模型呈現出了一些缺點：尤其是，它不能解釋只有少量冰凍物質的物體，可以在經過近日點數次之後，依然可以繼續的蒸發出氣體而持續完美的展現。在1950年，弗雷德·惠普爾提出這一點，認為彗星不是岩石包覆著一些冰，而是冰凍的物質包含了一些塵埃和岩石。這"髒雪球"模型很快的就被接受，並且來自龐大的太空船觀測資料，似乎也支持這樣的見解。這些太空船包括ESO的喬托號探測器和蘇聯的Vega1和Vega2，它們在1986年穿越過哈雷彗星的彗發，拍攝了彗核的影像，和觀察了揮發性物質的彗尾。

近代的發現

關於彗星含有多少凍的辯論仍然持續著。在2001年，NASA的深空一號小組，在NASA的噴射推進實驗室工作，獲得19P/包瑞利彗星表面的高解析影像。他們宣布包瑞利彗星展現出性質不同的噴流，是熱且乾燥的。假設彗星包含水和其他的冰，領導人，美國地質調查局的LaurenceSoderblom博士說：光譜顯示表面是熱和乾燥的。令人驚訝的是我們沒有看見水凍的痕跡。然而，他又提出冰可能隱藏在下方，而表面因為太陽的加熱已經乾涸，也或許包表面覆蓋著非常黑的，像煤灰的材料掩蓋了地殼表面任何凍的蹤跡。
在2005年7月，深度撞擊探測器在坦普爾1號彗星上撞出一個坑穴以研究它的內部。這個任務的結果顯示彗星的冰水大部份都是在表面下，這些儲藏的水升華形成了彗發，提供了坦普爾1號彗星噴流所需要的蒸發水。之後，它改名為EPOXI，在2010年11月4日飛掠過哈特雷二號彗星。在1999年2月發射的星塵號太空船，在2004年1月蒐集了維爾特二號彗星來自彗發的顆粒，並且在2006年1月用莢艙將樣品送回地球。克勞迪雅亞歷山大，在NASA的噴射推進實驗是從事彗星模型建構多年，向space.com報告她對噴流數量的驚訝，它們的外觀在黑暗側和明亮側是一樣的，它們能從彗星的表面舉起大塊的岩石，此一事實表明維爾特二號彗星不是鬆散黏合的瓦礫堆。
更多來自星塵任務的資料顯示來自維爾特二號彗星尾巴物質的結晶可能僅能在火中生成。雖然彗星是在太陽系的外側形成的，但在太陽系早期的形成時間，徑向的物質混合有可能重新分配了原始行星盤的所有物質，所以彗星也包含了在炙熱的太陽系內側形成的結晶顆粒。這在彗星的光譜，以及樣本返回任務都能見到。近來還有更多，取回的物質表明"彗星塵埃類似於小行星的物質"。這些新的結果迫使科學家重新思考彗星和小行星在本質上的區別和差異。在2011年4月，來自亞歷桑納大學的科學家發現維爾特二號彗星中有液態水存在的證據。他們找到了鐵和必須有水存在下才能形成的硫化銅礦物。此一發現粉碎了彗星從來沒有得到足夠使大量冰塊融化的溫暖環境的現有範例。
即將進行的太空任務將增加能讓我們更清楚認識彗星的組成。歐洲的羅塞塔探測器將前往67P/楚留莫夫－格拉希門克彗星；在2014年，它將進入環繞這顆彗星的軌道和安放一個小登入艇到它的表面。

著名的彗星

大彗星

主條目：大彗星

雖然每年都有數以百計的小彗星進入內太陽系，但很少受到一般民眾的注意。大約每十年但不盡如此，會有一顆彗星亮到無須刻意觀察就能看見－這種彗星通常被稱為大彗星。在過去的時代，明亮的彗星往往引發一般民眾的恐慌和歇斯底里的反應，被認為是不好的徵兆。最近，在1910年重返的哈雷彗星，因為地球會通過他的彗尾，報紙上錯誤的報導激起民眾對氰化物的恐懼，認為可能會毒害數以萬計的生命，1997年海爾-波普彗星的出現，引起天堂之門教徒大規模的自殺潮。
預測一顆彗星是否能成為大彗星是很困難的，因為有許多因素都會影響到彗星偏離預測的亮度，而不知能否成為大彗星。概括的說，如果彗星有一顆龐大和活躍的核，並且足夠接近太陽，在最亮時沒有被太陽遮掩而能從地球看到，它就有機會成為大彗星。然而，1973年的柯侯德彗星符合前述所有的標準，被預測會成為壯觀的大彗星，但結果並非如此。三年後出現的威斯特彗星，大家對他的期望並不高（或許因為對柯侯德彗星預測的慘敗，使科學家們在預測上趨於保守），但卻成為令人印象深刻的彗星。
在20世紀末期，有很長的一段時間沒有出現大彗星，然後有兩顆大彗星接踵出現。在1996年繼海爾-波普彗星之後，百武彗星隨即現身，並在1997年達到最大亮度。21世紀的第一顆大彗星是C/2006P1（麥克諾特），它在2007年1月成為肉眼可見的彗星，並且是40年來最亮的彗星。

掠日彗星

主條目：掠日彗星
掠日彗星是指近日點極為接近太陽的彗星，有時其距離可接近至太陽表面僅數千公里。較小的掠日彗星會在接近太陽時被完全蒸發掉，而較大的彗星則可通過近日點多次。然而，太陽強大的潮汐力通常仍會使它們分裂。
SOHO觀測到的掠日彗星大約90%都是克魯茲族的成員，它們源自一顆在第一次進入內太陽系時就被碎裂成許多小彗星的巨大彗星。其它10%則包含一些零星的彗星，以及4個已經確定有所關聯的群體：分別為科里切特族（Kracht）、科里切特2a族、馬斯登族（Marsden）及邁耶族（Meyer）。馬斯登族和科里切特族或許與96P周期彗星——梅克賀茲一號彗星有所關聯，這顆彗星也可能是象限儀座流星雨和白羊座流星雨的母彗星。

不尋常的彗星

已知的數千顆彗星中，有些是很不尋常的。恩克彗星的軌道從小行星帶的外側進入到行星的水星軌道內側，而29P/施瓦斯曼·瓦茨曼彗星的軌道接近圓形，並且允型在木星和土星軌道之間。在土星和天王星之間的凱龍軌道並不穩定，起出被歸類為小行星，直到注意到它有著暗淡的彗發，才被認為是彗星。同樣的，137P/舒梅克·利維2號彗星起初也被當成小行星1990UL3。大約百分之六的近地小行星被認為是不再能排出氣體的熄火彗星。
有些彗星，包括威斯特彗星和池谷關彗星，在通過近日點時被觀察到分裂的現象。3D/比拉彗星是一個值得注意的例子，它在1846年通過近日點時分裂成兩塊，在1852年還觀測到這兩顆分離的彗星，但之後就沒有再看見。取而代之的是在彗星該回歸的1872年和1885年出現了壯觀的流星雨。在每年的11月，當地球跨越過比拉彗星的軌道時，都會出現一個較小的流星雨：仙女座流星雨。
另一顆值得注意的彗星是撞毀的舒梅克－李維九號彗星，它是在1993年被發現的。在發現的時候，這顆彗星的軌道環繞著木星，它是在1992年非常接近木星而被捕獲的。如此靠近的距離使這顆彗星碎裂成數百片，並在1994年7月花費了六天的時間陸續撞擊到木星上。1908年的通古斯事件也被認為可能是類似的事件，有可能是恩克彗星的碎片造成的。

觀測

使用廣視野望遠鏡攝影或雙筒望遠鏡都可能發現新彗星。然而，即使沒有光學設備，業餘天文學家依然可以從線上下載一些衛星的影像，像是SOHO衛星，發現掠日彗星。在2010年12月26日，業餘天文學家MichałKusiak發現了第2,000顆SOHO的彗星，在可預見的未來，這個數字還會穩定的持續增加。
肉眼可見的彗星是非常罕見的，但業餘的天文望遠鏡（口徑50mm至100mm）就能精細顯示的彗星倒是相當的多－每年都有好幾顆，有時在一個夜晚，甚至同一個時間就能在夜空中看見好多顆。通常可以用天文軟體繪製這些已知彗星的軌道。相較於其它天體，它們會快速的移動，而在望遠鏡的目鏡中，它們的移動通常是很容易察覺的。但是，夜復一夜，它們的移動量也只有幾度，這就是為什麼觀察者使用星圖就很容易發現它們，就像是在毗鄰的圖示。
彗星顯示的類型取決於其組成和與太陽接近的程度。因為一顆彗星的物質揮發會隨著他與太陽距離的增加而減少，彗星變得越來越難觀測，不只是因為它的距離，還有它的尾巴和用於反射的元素量逐漸的萎縮。
最引人注目的彗星是有著明亮的核心和展示出長長的尾巴，有時需要廣視野的小望遠鏡或雙筒望遠鏡才能獲得最好的景象。因此，大型的業餘儀器（口徑25厘米（10英寸）或更大）雖然有更好的集光力，但在觀賞彗星時不一定會有優勢。使用8厘米（3英寸）至15厘米（6英寸）等級的小口徑儀器能觀賞到的壯觀彗星很頻繁的，但較少受到注意，而其機會遠高於受到媒體關注而非常罕見的大彗星。
彗星被認維也會繞著其它的恆星運轉，但是對目前的系外行星偵測法而言，它們是太遠和太小而難以檢測到。

人類文化影響

彗星奇特的形態，加上偶爾才能看到，古代許多地區的人們都把它視作上天的一種徵兆。在中國古代，人們把它看作災禍降臨的不祥之兆，稱之為“災星”。歐洲曾經把它當作上帝給予的預示。錢鍾書說：“古人每借天變以諫誡帝王”，“以彗星為‘天教’、熒惑為‘天罰’”，“然君主復即以此道還治臣工，有災異則譴咎公卿”
流行文化中描寫彗星是預示世界末日和改變世界的預兆，牢固地根植於西方的傳統看法中。哈雷彗星每次的回歸都在各種類型的出版物上創造了一系列聳動的新聞。特別受到注意的是一些名人的出生和死亡與這顆彗星的回歸，像是馬克·吐溫（誰正確的預測他會在彗星於1910年回歸時辭世），和尤多拉·韋爾蒂（1909年出生），瑪麗·翠萍·卡本特以專曲哈雷來到傑克遜於1987年成名。
在科幻，彗星撞擊被用來描述克服技術困難與威脅的英雄主義（彗星撞地球，1998年的影片），或是用來觸發全球的危機（路西法的錘子，1979年影片），或成批的殭屍（彗星夜，1984年影片）。近期描述撞擊的有儒勒·凡爾納的遠離彗星和朵貝·楊笙的姆米谷的彗星，而大型的載人太空探測有亞瑟·查理斯·克拉克的小說：2061太空漫遊。

最早記錄

中國史書上對哈雷彗星的出現有詳細記載。論記錄時間之早，首推《春秋》。《春秋》說：魯文公十四年（公元前613年）“秋七月，有星孛入於北斗。”這是世界上第一次關於哈雷彗星的確切記錄。論所記內容之早，則首推西漢的《淮南子》。《淮南子·兵略訓》說：“武王伐紂，東面而迎歲，至汜而水，至共頭而墜，彗星出，而授殷人其柄。”據中國天文學家張鈺哲推算，這是公元前1057年哈雷彗星回歸的記錄。從公元前240年起，哈雷彗星每次出現，中國都有記載，其次數之多和記錄之詳，是其他國家所沒有的。哈雷彗星的原始質量估計小於10萬億噸。如取近似值，彗核平均密度為每立方厘米1克，則彗核半徑應小於15公里。估計它每公轉一圈，質量減少約20億噸，這只是其總質量的很小一部分，因此它還會存在很久。

現有記錄

在給予周期彗星一個永久編號之前，該彗星被發現後需要再通過一次近日點，或得到曾經通過的證明，方能得到編號。例如編號“153P”的池谷•張彗星，其公轉周期為360多年，因證明與1661年出現的彗星為同一顆，因而獲得編號。

彗星通常是以發現者來命名，但有少數則以其軌道計算者來命名，例如編號為“1P”的哈雷彗星，“2P”的恩克彗星和“27P”的克倫梅林彗星。同時彗星的軌道及公轉周期會因受到木星等大型天體影響而改變，它們也有因某種原因而消失，無法再被人們找到，包括在空中解體碎裂、行星引力、物質通過彗尾耗盡等。

現有記錄存在彗星	編號/命名中文名稱發現者/再發現者周期(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法葉彗星Faye 7.34 5D/Brorsen布羅森彗星Brorsen 5.46 6P/d'Arrest達雷斯特彗星d'Arrest 6.51 7P/Pons-Winnecke龐斯•溫尼克彗星Pons & Winnecke 6.38 8P/Tuttle塔特爾彗星塔特爾13.51 9P/Tempel 1坦普爾1號彗星坦普爾5.52 10P/Tempel 2坦普爾2號彗星坦普爾5.38 11P/Tempel-Swift-LINEAR坦普爾•斯威夫特•林尼爾彗星坦普爾、斯威夫特、LINEAR小組6.37 12P/Pons-Brooks龐斯•布魯克斯彗星Pons & Brooks 70.92 13P/Olbers奧伯斯彗星Olbers 69.56 14P/Wolf沃爾夫彗星Wolf 8.21 15P/Finlay芬利彗星Finlay 6.76 16P/Brooks 2布魯克斯2號彗星Brooks 6.89 17P/Holmes霍爾姆斯彗星Holmes 7.07 18D/Perrine-Mrkos佩倫•馬爾科斯彗星Perrine & Mrkos 6.72 19P/Borrelly博雷林彗星Borrelly 6.88 20D/Westphal威斯特普哈爾彗星Westphal 61.86 21P/Giacobini-Zinner賈科比尼-津納彗星Giacobini & Zinner 6.62 22P/Kopff科普夫彗星Kopff 6.46 23P/Brorsen-Metcalf布羅森-梅特卡夫彗星布羅森&梅特卡夫70.54 24P/Schaumasse肖馬斯彗星Schaumasse 8.22 25D/Neujmin 2諾伊明2號彗星Neujmin 5.43 26P/Grigg-Skjellerup格里格-斯克傑利厄普彗星Grigg & Skjellerup 5.31 27P/Crommelin克倫梅林彗星Crommelin 27.41 28P/Neujmin 1諾伊明1號彗星Neujmin 18.19 29P/Schwassmann-Wachmann 1施瓦斯曼•瓦茨曼1號彗星施瓦斯曼、瓦茨曼14.70 30P/Reinmuth 1萊馬斯1號彗星Reinmuth 7.32 31P/Schwassmann-Wachmann 2施瓦斯曼•瓦茨曼2號彗星施瓦斯曼、瓦茨曼8.72 32P/Comas Sola科馬斯-索拉彗星Comas Sola 8.78 33P/Daniel丹尼爾彗星Daniel 7.06 34D/Gale蓋爾彗星Gale 11.17 35P/Herschel-Rigollet Herschel & Rigollet赫歇爾-里高萊特彗星155.91 36P/Whipple惠普爾彗星Whipple 8.51 37P/Forbes福布斯彗星Forbes 6.35 38P/Stephan-Oterma史蒂芬•奧特瑪彗星Stephan & Oterma 37.71 39P/Oterma奧特瑪彗星Oterma 19.5 40P/Vaisala 1維薩拉1號彗星Vaisala 10.8 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak塔特爾-賈科比尼-克雷薩克彗星塔特爾& Giacobini & Kresak 5.46 42P/Neujmin 3諾伊明3號彗星Neujmin 10.7 43P/Wolf-Harrington沃爾夫•哈靈頓彗星Wolf & Harrington 6.45 44P/Reinmuth 2萊馬斯2號彗星Reinmuth 6.64 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova本田-馬爾克斯-帕賈德薩科維彗星本田實& Mrkos & Pajdusakova 5.27 46P/Wirtanen沃塔南彗星Wirtanen 5.46 47P/Ashbrook-Jackson阿什布魯克-傑克遜彗星Ashbrook & Jackson 8.16 48P/Johnson詹森彗星Johnson 6.96 49P/Arend-Rigaux阿倫-里高克斯彗星Arend & Rigaux 6.62 50P/Arend阿倫彗星Arend 8.24 51P/Harrington哈靈頓彗星Harrington 6.78 52P/Harrington-Abell哈靈頓•阿貝爾彗星Harrington & Abell 7.53 53P/Van Biesbroeck范比斯布萊特彗星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坦普爾•塔特爾彗星坦普爾、塔特爾33.22 56P/Slaughter-Burnham斯勞特-伯納姆彗星Slaughter & Burnham 11.59 57P/du Toit-Neujmin-Delporte杜托伊特-諾伊明-德爾波特彗星 du Toit & Neujmin & Delporte 6.41 58P/Jackson-Neujmin傑克森-諾伊明彗星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號彗星紫金山天文台6.95 61P/Shajn-Schaldach沙因-沙爾達奇彗星Shajn & Schaldach 7.49 62P/Tsuchinshan 1紫金山1號彗星紫金山天文台6.64 63P/Wild 1懷爾德1號彗星懷爾德13.24 64P/Swift-Gehrels斯威夫特•格雷爾斯彗星斯威夫特&格雷爾斯9.21 65P/Gunn岡恩彗星Gunn 6.80 66P/du Toit杜托伊特彗星du Toit 14.7 67P/Churyumov-Gerasimenko丘尤穆夫-傑拉西門科彗星Churyumov & Gerasimenko 6.57 68P/Klemola凱莫拉彗星Klemola 10.82 69P/Taylor泰勒彗星Taylor 6.95 70P/Kojima小島彗星小島信久7.04 71P/Clark克拉克彗星Clark 5.52 72P/Denning-Fujikawa丹寧-藤川彗星Denning &藤川繁久9.01 73P/Schwassmann-Wachmann 3施瓦斯曼•瓦茨曼3號彗星施瓦斯曼、瓦茨曼5.34 74P/Smirnova-Chernykh斯默諾瓦-切爾尼克彗星Smirnova &切爾尼克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格雷爾斯2號彗星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懷爾德2號彗星懷爾德6.40 82P/Gehrels 3格雷爾斯3號彗星Gehrels 8.11 83P/Russell 1拉塞爾1號彗星拉塞爾6.10 84P/Giclas吉克拉斯彗星Giclas 6.95 85P/Boethin波辛彗星利奧波辛11.23 86P/Wild 3懷爾德3號彗星懷爾德6.91 87P/Bus巴斯彗星Bus 6.52 88P/Howell霍威爾彗星Howell 5.50 89P/Russell 2拉塞爾2號彗星拉塞爾7.42 90P/Gehrels 1格雷爾斯1號彗星Gehrels 14.8 91P/Russell 3拉塞爾3號彗星拉塞爾7.67 92P/Sanguin桑吉恩彗星Sanguin 12.4 93P/Lovas 1洛瓦斯1號彗星Lovas 9.15 94P/Russell 4拉塞爾4號彗星拉塞爾6.58 95P/Chiron奇龍彗星Kowal 50.78 96P/Machholz 1麥克霍爾茲1號彗星Machholz 5.24 97P/Metcalf-Brewington梅特卡夫-布魯英頓彗星Metcalf & Brewington 7.76 98P/Takamizawa高見澤彗星高見澤今朝雄7.21 99P/Kowal 1科瓦爾彗星Kowal 15.1 100P/Hartley 1哈特雷1號彗星哈特雷6.29 101P/Chernykh切爾尼克彗星切爾尼克13.90 102P/Shoemaker 1舒梅克1號彗星C. Shoemaker & E. Shoemaker 7.26 103P/Hartley 2哈特雷2號彗星哈特雷6.41 104P/Kowal 2科瓦爾2號彗星Kowal 6.18 105P/Singer Brewster辛格-布魯斯特彗星Singer Brewster 6.44 106P/Schuster舒斯特彗星Schuster 7.29 107P/Wilson-Harrington威爾遜-哈靈頓彗星Helin & Wilson & Harrington 4.30 108P/Ciffreo西弗里奧彗星Ciffreo 7.25 109P/Swift-Tuttle斯威夫特•塔特爾彗星斯威夫特、塔特爾135.00 110P/Hartley 3哈特雷3號彗星哈特雷6.88 111P/Helin-Roman-Crockett赫林-羅曼-克羅克特彗星Helin & Roman & Crockett 8.12 112P/Urata-Niijima浦田•新島彗星浦田武、新島恆男6.65 113P/Spitaler斯皮塔勒彗星Spitaler 7.10 114P/Wiseman-skiff懷斯曼-斯基夫彗星Wiseman & Skiff 6.66 115P/Maury莫里彗星Maury 8.79 116P/Wild 4懷爾德4號彗星懷爾德6.48 117P/Helin-Roman-Alu 1赫琳-羅曼-阿勒1號彗星Helin & Roman & Alu 8.25 118P/Shoemaker-Levy 4舒梅克•利維4號彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 6.49 119P/Parker-Hartley帕克爾-哈特雷彗星Parker & Hartley 8.89 120P/Mueller 1米勒1號彗星Mueller 8.43 121P/Shoemaker-Holt 2舒梅克-霍爾特2號彗星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馬爾科斯彗星Mrkos 5.74 125P/Spacewatch太空觀察彗星Spacewatch 5.54 126P/IRAS艾拉斯彗星IRAS衛星13.29 127P/Holt-Olmstead霍爾特-奧爾斯特德彗星Holt & Olmstead 6.34 128P/Shoemaker-Holt 1舒梅克-霍爾特1號彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Holt 6.34 129P/Shoemaker-Levy 3舒梅克•利維3號彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 7.24 130P/McNaught-Hughes麥克諾特-哈根斯彗星McNaught & Hughes 6.67 131P/Mueller 2米勒2號彗星Mueller 7.08 132P/Helin-Roman-Alu 2赫琳-羅曼-阿勒2號彗星Helin & Roman & Alu 8.24 133P/Elst-pizarro厄斯特-匹茲阿羅彗星Elst & Pizarro 5.61 134P/Kowal-Vávrová科瓦爾-瓦洛瓦彗星Kowal & Vávrová 15.58 135P/Shoemaker-Levy 8舒梅克•利維8號彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 7.49 136P/Mueller 3米勒三號彗星Mueller 8.71 137P/Shoemaker-Levy 2舒梅克•利維2號彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 9.37 138P/Shoemaker-Levy 7舒梅克•利維7號彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 6.89 139P/Vaisala-Oterma維薩拉-奧特馬彗星Vaisala & Oterma 9.57 140P/Bowell-Skiff鮑威爾-斯基夫彗星Bowell & Skiff 16.18 141P/Machholz 2麥克霍爾茲2號彗星Machholz 5.23 142P/Ge-Wang葛•汪彗星葛永良、汪琦11.17 143P/Kowal-Mrkos科瓦爾-馬爾科斯彗星Kowal & Mrkos 8.94 144P/Kushida串田彗星串田嘉男7.58 145P/Shoemaker-Levy 5舒梅克•利維5號彗星C. Shoemaker, E. Shoemaker & Levy 8.69 146P/Shoemaker-LINEAR舒梅克•林尼爾彗星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安德遜•林尼爾彗星Anderson & LINEAR 7.04 149P/Mueller 4米勒4號彗星Mueller 9.01 150P/LONEOS羅尼斯彗星LONEOS小組7.67 151P/Helin赫琳彗星Helin 14.1 152P/Helin-Lawrence赫琳-勞倫斯彗星Helin & Lawrence 9.52 153P/Ikeya-Zhang池谷•張彗星池谷薰、張大慶367.17 154P/Brewington布魯英頓彗星Brewington 10.7 155P/Shoemaker 3舒梅克3號彗星C. Shoemaker & E. Shoemaker 17.1 156P/Russell-LINEAR羅素•林尼爾彗星羅素、LINEAR小組6.84 157P/Tritton特里頓彗星Tritton 6.45 158P/Kowal-LINEAR科瓦爾-林尼爾彗星Kowal、LINEAR小組10.3 159P/LONEOS羅尼斯彗星LONEOS小組14.3 160P/LINEAR林尼爾彗星LINEAR小組7.95 161P/Hartley-IRAS哈特雷•艾拉斯彗星哈特雷、IRAS衛星21.5 162P/siding Spring塞丁泉彗星Siding Spring 163P/NEAT尼特彗星NEAT小組 164P/Christensen克里斯坦森彗星克里斯坦森 165P/LINEAR林尼爾彗星LINEAR小組 166P/NEAT尼特彗星NEAT小組 167P/CINEOS西尼奧彗星CINEOS小組 168P/Hergenrother赫詹若斯彗星Carl W. Hergenrother 169P/NEAT尼特彗星NEAT小組 170P/Christensen 2克里斯坦森2號彗星克里斯坦森 171P/Spahr斯帕爾彗星Timophy B. Spahr 172P/Yeung楊彗星楊光宇 173P/Mueller 5米勒5號彗星Jean Mueller 174P/Echeclus太空監測 175P/Hergenrother赫詹若斯彗星Carl W. Hergenrother 176P/LINEAR林尼爾彗星LINEAR小組 177P/Barnard 2巴納德2號彗星巴納德 178P/Hug-Bell胡格•貝爾彗星胡格、貝爾 179P/Jedicke詹迪克彗星 180P/NEAT尼特彗星NEAT小組 181P/Shoemaker-Levy 6舒梅克•利維6號彗星 182P/LONEOS羅尼斯彗星LONEOS小組 183P/Korlevic-Juric科萊維克-尤里奇彗星 184P/Lovas 2洛瓦斯2號彗星 185P/Petriew帕特雷彗星 186P/Garradd傑拉德彗星 187P/LINEAR林尼爾彗星 188P/LINEAR-Mueller林尼爾-米勒彗星 189P/NEAT尼特彗星NEAT小組 190P/Mueller米勒彗星 191P/McNaught麥克諾特彗星 192P/Shoemaker-Levy 1舒梅克-利維1號彗星 193P/LINEAR-NEAT林尼爾-尼特彗星 194P/LINEAR林尼爾彗星 195P/Hill希爾彗星 196P/Tichy迪奇彗星 197P/LINEAR林尼爾彗星 198P/ODAS奧達斯彗星 199p/Shoemaker舒梅克彗星 200P/Larsen拉森彗星 201P/LONEOS羅尼斯彗星 202P/Scotti斯科特彗星 203P/Korlevic (P/1999 WJ7 = P/2008 R4)科萊維克彗星 204P/LINEAR-NEAT (P/2001 TU80 = P/2008 R5)林尼爾-尼特彗星 205P/Giacobini (P/1896 R2 = P/2008 R6)賈科比尼彗星 206P/ Barnard-Boattini巴納德-博阿蒂尼彗星 207P/ NEAT尼特彗星 208P/ McMillan麥克米爾蘭彗星 209P/ LINEAR林尼爾彗星 210P/ Christensen克里斯坦森彗星 211P/ Hill希爾彗星 212P/NEAT尼特彗星
已分裂的彗星	51P/ 哈靈頓彗星 57P/杜托伊特-諾伊明-德爾波特彗星 73P/ 施瓦斯曼•瓦茨曼3號彗星 101P/ 切爾尼克彗星 128P/舒梅克-霍爾特彗星 141P/麥克霍爾茲2號彗星
已消失的彗星	3D/ 比拉彗星 5D /布羅森彗星 18D/ 佩倫•馬爾科斯彗星 20D/威斯特普哈爾彗星 25D/ 諾伊明2號彗星 34D/ 蓋爾彗星 75D/科胡特克彗星

大部分彗星都不停地圍繞太陽沿著很扁長的軌道運行。循橢圓形軌道運行的彗星，叫“周期彗星”。公轉周期一般在3年至幾世紀之間。周期只有幾年的彗星多數是小彗星，直接用肉眼很難看到。不循橢圓形軌道運行的彗星，只能算是太陽系的過客，一旦離去就不見蹤影。大多數彗星在天空中都是由西向東運行。但也有例外，哈雷彗星就從東向西運行的。

哈雷彗星的平均公轉周期為76年，但是你不能用1986年加上幾個76年得到它的精確回歸日期。主行星的引力作用使它周期變更，陷入一個又一個循環。非重力效果（靠近太陽時大量蒸發）也扮演了使它周期變化的重要角色。在公元前239年到公元1986年，公轉周期在76.0（1986年）年到79.3年（451和1066年）之間變化。最近的近日點為公元前11年和公元66元。

哈雷彗星的公轉軌道是逆向的，與黃道面呈18度傾斜。另外，像其他彗星一樣，偏心率較大。哈雷彗星的彗核大約為16x8x8 千米。與先前預計的相反，哈雷彗星的彗核非常暗：它的反射率僅為0.03，使它比煤還暗，成為太陽系中最暗物體之一。哈雷彗星彗核的密度很低：大約0.1克/立方厘米，說明它多孔，可能是因為在冰升華後，大部分塵埃都留了下來所致。

哈雷彗星在眾多彗星中幾乎是獨一無二的，又大又活躍，且軌道明確規律。這使得Giotto飛行器瞄準起來比較容易。但是它無法代表其他彗星所具有的公性。

慧星本身是不會發光的。早在我國晉代，我國天文學家就認識到這一點。《晉書●天文志》中記載，“彗本無光，反日而為光”。彗星是靠反射太陽光而發光的。一般彗星的發光都是很暗的，它們的出現只有天文學家用天文儀器才可觀測到。只有極少數彗星，被太陽照得很明亮拖著長長的尾巴，才被我們所看見。

(Halley's comet)第一顆經推算預言必將重新出現而得到證實的著名大彗星。當它在1682年出現後，英國天文學家哈雷注意到它的軌道與1607年和1531年出現的彗星軌道相似，認為是同一顆彗星的三次出現，並預言它將在1758年底或1759年初再度出現。雖然哈雷死於1742年，沒能看到它的重新出現，但在1759年它果然又回來，這是天文學史上一個驚人成就。這顆彗星因而命名為哈雷彗星。它的公轉周期為76年，近日距為8,800萬公里（0.59天文單位），遠日距為53億公里（35.31天文單位），軌道偏心率為0.967。中國史書上對哈雷彗星的出現有詳細記載。論記錄時間之早，首推《春秋》。《春秋》說：魯文公十四年（公元前613年）“秋七月，有星孛入於北斗。”這是世界上第一次關於哈雷彗星的確切記錄。論所記內容之早，則首推西漢的《淮南子》。《淮南子·兵略訓》說：“武王伐紂，東面而迎歲，至汜而水，至共頭而墜，彗星出，而授殷人其柄。”據中國天文學家張鈺哲推算，這是公元前1057年哈雷彗星回歸的記錄。從公元前240年起，哈雷彗星每次出現，中國都有記載，其次數之多和記錄之詳，是其他國家所沒有的。哈雷彗星的原始質量估計小於10萬億噸。如取近似值，彗核平均密度為每立方厘米1克，則彗核半徑應小於15公里。估計它每公轉一圈，質量減少約20億噸，這只是其總質量的很小一部分，因此它還會存在很久。

最亮彗星列表

目視亮度近日點（AU）絕對亮度年份名稱
-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-關彗星
-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 哈雷彗星此次回歸近地點只有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條彗尾
-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 斯基勒魯普-馬里斯塔尼彗星
-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 關-萊恩斯彗星
-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 梅西耶彗星近地點僅0.0015AU 歷史第二
-1 0.250 +4.9 1844 (Wilmot)
-1 0.909 +6.0 1853 Schweizer 近地點僅0.089AU
-1 0.307 +4.8 1853 Klinkerfues
-1 0.822 +3.9 1861 Tebbutt
-0.7 0.914 -0.8 1997 海爾波普彗星
-0.5 0.316 +5.1 1957 阿侖德-羅蘭彗星
0.0 0.230 +5.5 1996 百武彗星近地點僅0.1AU
歷史上絕對亮度最大的彗星近日點遠達4.1AU，所以並不算亮

暗彗星

“暗彗星”是一種脫落其明亮冰晶物質，只保留著內部有機物質外殼，從而反射很少的光線。由於暗彗星並不燃燒，它與地球的碰撞路徑中很容易逃脫研究人員的探測，直至災難出現。英國卡迪夫大學的比爾·納皮爾(Bill Napier)教授告訴《新科學家》雜誌稱，“證實昏暗、處於休眠狀態的彗星是一項重大發現，但很大程度上它對地球構成一定的危險。”他的研究同事北愛爾蘭地區阿爾馬天文台的天文學家大衛·阿謝爾(David Asher)博士警告指出，許多定期運行的彗星圍繞太陽鏇轉一周的時間少於200年，通常它們都是“暗彗星”。

天文奇觀

2014年10月20日（台北時間）凌晨，一顆來自太陽系邊緣的彗星將與火星近距離接觸。

此次與火星近距離接觸的是一顆名為“賽丁泉”的彗星。20號凌晨2點27分，它與火星的距離僅為14萬公里，是地球到月球距離的三分之一，這也是賽丁泉彗星首次進入內太陽系。賽丁泉屬於非周期彗星，人們能夠如此近距離觀測它的機會可以說百萬年一遇。由於北半球傍晚時分，火星幾乎就要落下地平線，所以中國天文愛好者只能拍攝到彗星接近火星之前和遠離火星的畫面。

賽丁泉彗星來自太陽系邊緣的奧爾特星雲，那裡被稱為太陽系形成時期的“棄兒”，保留著太陽系形成初期的痕跡。這次賽丁泉彗星的“主動造訪”將為研究彗星本身、行星的形成原理和太陽系的早期時代都提供難得的觀測數據。

發現氧氣分子

2015年10月30日，美國密西根大學的一個研究小組發布訊息稱，通過對“羅塞塔”號彗星探測器數據的分析，他們在67P/丘留莫夫－格拉西緬科彗星（簡稱67P彗星）彗核周圍的氣體（彗發）中發現了氧氣分子，這在歷史上尚屬首次。發表在《自然》雜誌上的這項研究，極有可能刷新人們對太陽系形成過程涉及的化學反應的認識。
彗發是彗核的氣體蒸發物，一般由水、一氧化碳、二氧化碳和一些塵埃組成。一般來說，離太陽越近，彗發越大越亮。雖然科學家們在其他有凍的天體，例如木星的衛星和土星的衛星上也發現過氧氣，但對彗星來說這還是破天荒的第一次。
美國密西根大學的安德烈·比埃勒和他的研究團隊，在2014年9月到2015年3月期間，使用“羅塞塔”號上名為ROSINA-DFMS的質譜儀，對67P彗星的彗發進行了測量，並將研究結果發表在此篇論文上。
研究人員稱，這些測量結果是在“羅塞塔”號環繞67P彗星飛行時做出的。結果顯示，與水相比67P彗星氧氣的平均豐度達到3.80％。進一步對其氧氣和水比例的分析顯示，兩種物質同樣來自於彗核。這意味著，原始氧氣在太陽系形成時產生的分子雲中就已經存在。研究人員推測，在67P彗星形成時這些氧氣又被融合進入到了彗核當中。比埃勒稱，這一發現之所以讓人深感意外，是因為目前用來描述太陽系形成的模型，並不能預測出究竟是什麼樣的條件導致了這種情況的發生。

彗星[星體]

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