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彗星（Comet），又稱為掃帚星、妖星等，天文符號為?，是太陽系中的一類小天體。彗星由彗頭和彗尾組成，彗頭包括彗核、彗發和彗云三部分，彗尾包括塵埃尾和離子尾兩部分。彗星的主要成分是水，其次是二氧化碳。

大彗星的質量一般在1000億噸至1億億噸左右，有些彗星的質量要小很多，只有幾百萬噸至幾十億噸。彗星的質量大部分集中在彗核部分，平均密度約1g/cm3，彗頭和彗尾的密度不超過10-19g/cm3。彗星中彗核的直徑一般約為幾千米，大的彗核直徑有達十幾千米的，小彗核直徑只有幾百米。彗星有三種軌道，即橢圓軌道拋物線軌道和雙曲線軌道。按照彗星軌道周期，可以將彗星分為周期彗星和非周期彗星，周期彗星又可以進一步分為長周期彗星和短周期彗星。根據彗星大小劃分，可分為大彗星和小彗星。此外，彗星還有三種獨立類別，為主帶彗星、掠日彗星、和不尋常的彗星。一切彗星都處在逐漸毀滅的過程，它們最終的命運為飛出太陽系、耗盡揮發物質、瓦解或失蹤、碰撞四種形式。

彗星的起源是個未解之謎。根據彗星的軌道特征，研究認為奧爾特云是長周期彗星的發源地，短周期彗星則出自柯伊伯帶；主帶彗星的起源地是小行星主帶；非周期彗星的起源地為太陽系外的星際空間。彗星的觀測方法主要有目視觀測、照相觀測和光電觀測三種。彗星每年會出現1到20個，平均6、7個。1985年，美國國家航空和宇航局發射的國際彗星探測器穿過賈科比尼—津納彗星的氣體彗尾，實施了彗星的首次太空探測計劃。截至2022年，已發射14艘探測器對彗星進行了空間探測。截至2023年，已經發現的彗星有4446顆，而根據科學家推測，在奧爾特云附近，約有一兆顆彗星。2023年3月，中國科學院科研團隊以中國最早發現的兩顆彗星“紫金山1號”和“紫金山2號”為對象，首次定量展示了軌道變化對彗星活動性的影響，揭示出彗星表面的噴發活動受到彗星成分、與太陽距離、彗核大小等多種因素影響。

詞源

“彗星”中的“彗”字在中國古代是“掃帚”的意思。在科學不發達的古代，由于彗星出沒無常、形狀怪異，因此常常把它和天災人禍聯系起來，認為彗星是災禍的前兆，中國古書上曾稱它為掃帚星、妖星。此外，根據彗星出現的形狀，它也被稱為“長星”或“蓬星”，“蓬”是一種開白花的草，會結果實，果實上長有細毛。彗星有時也叫“蒙星”，“蒙”是像煙霧病迷迷糊糊的意思。彗星中形狀稍特別一些的，就叫做“奇星”。

彗星的英文名叫做“Comet”，起源于拉丁語comēta或comētēs，是希臘語“κομ?τη?”的拉丁語化，這個希臘詞匯的意思是“wearing long hair（長著長發）”，“彗”字在古希臘的原意是“尾巴”或者“毛發”的意思。

彗星的天文符號是?，由一個圓盤和三根像頭發一樣的延伸組成，圓盤代表的是彗頭和三根像頭發一樣的延伸代表的是彗尾。

發現歷史

早期觀察

中國古代首先把彗星看作是天體，1973年于馬王堆漢墓中出土一幅彗星圖，據科學考證，它繪于公元前200多年。圖中繪有二十多種不同形狀的彗星，有慧核、些發、彗尾等形象。尤其對彗尾描繪的較細致，有粗的、有細的、有彎的、也有分成幾枝的。把彗星從形態上作了粗略的分類。世界上對哈雷彗星的公認最早的記載是《春秋》魯文公十四年（公元前613年）：“秋七月，有星孛入于北斗。”晉代以前，對彗星發光的原因，《晉書天·文志》中說：“彗體無光，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。”這與現代的看法是一致的。從秦始皇七年（公元前239年），直到清宣統二年（1910年），哈雷彗星的每次出現，中國的史書上都有記載。關于彗星的記載，據不完全統計，截至1911年為止，史書中共有554次記載。由于時代不同，所用的名稱也不同。其中記作彗星的有256次，記作星孛或孛星的有103次，記作客星的79次，只記作星的39次。而歐洲對彗星有正確的見解則比小行星3789晚得多。

古代的歐洲，并不把彗星看作是天體，只認為彗星是地球大氣中的現象。公元前4世紀希臘學者亞里士多德（Aristoteles）和他的后繼者們一直把彗星看作是地球大氣中的燃燒現象。亞里士多德認為，產生彗星時，上層的運動所發生的沖激擊中適度凝結了的燃料，其夠強夠廣，下層向上的噓氣又有著恰當的穩定性，因此便形成發彗和須彗。公元前1世紀，住在埃及亞力山大城的希臘天文學家克羅狄斯·托勒密（Ptolemy），在他的著作《天文學大成》中也不把彗星看作天體。到16世紀，波蘭天文學家尼古拉·哥白尼（Miko?aj Kopernik）也沒有擺脫前人對彗星的陳舊觀念，并認為高層大氣被認為是彗星誕生的地方。1577年，出現了一顆大彗星，丹麥天文學家第谷·布拉赫（Tycho Brahe）曾試圖測量這顆彗星和地球之間的距離，但因不具備正確的測量方法而沒有得到相關結果，但他已認識到地球到彗星的距離至少要比到月亮的距離遠6倍，從而說明彗星不是地球大氣內的現象。第谷·布拉赫是歐洲第一個把彗星看作是天體的人。后來，他的學生，德國天文學家約翰尼斯·開普勒（Johannes Kepler），經長期觀測研究，證明了第谷·布拉赫的觀點。

由于德國天文學家約翰尼斯·開普勒在16世紀總結出了行星運動三定律，物理學家艾薩克·牛頓（Isaac Newton）在17世紀又發現了萬有引力定律，至此已能計算彗星運行的軌道。1680年，出現了一顆大彗星，艾薩克·牛頓根據觀測資料定出了它繞太陽的軌道。接著，1682年又出現了一顆大彗星，英國天文學家埃德蒙多·哈雷（Edmond Halley）與艾薩克·牛頓合作，計算了這顆彗星的軌道。埃德蒙·哈雷編了以前彗星的記錄，計算了從1337年到1698年觀測的24顆彗星的軌道。1695年，埃德蒙·哈雷發現有三顆彗星的軌道很值得注意，一顆是1531年阿皮昂（Apianus）觀測的，一顆1607年約翰尼斯·開普勒觀測的，再一顆是1682年埃德蒙·哈雷自己觀測的，它們的軌道相似。埃德蒙·哈雷認為，這可能是同一顆彗星的三次回歸，但是該彗星每周的間隔是不同的，有的是74年11個月，有時是76年零2個月，他認為這可能是由于土星和木星對這顆彗星的攝動，使它的軌道和周期產生了差異。埃德蒙多·哈雷并預言，這顆彗星在1758年還會回來。果然，在1758年的12月，這顆彗星又回來了。為了紀念埃德蒙·哈雷的重大發現，就把這顆彗星命名為“哈雷彗星”。埃德蒙·哈雷是世界上第一個發現周期彗星的人，并證明彗星也和行星一樣是受萬有引力支配繞太陽運行的天體。

彗星理論

恒星際起源理論

天文學家皮埃爾-西蒙·拉普拉斯（Pierre-Simon marquis de Laplace）認為彗星先在恒星際云中形成，在太陽穿過星際云時，那些與太陽有相對速度近于零的彗星被吸引到太陽系來。他取太陽引力范圍為10萬個天文單位，彗星以同等概率進入此范圍，算出結果是橢圓和拋物線軌道的彗星占多數。皮埃爾-西蒙·拉普拉斯未考慮恒星際彗星的初始分布和太陽的自行。天文學家馮西利格（Von Seeliger）對彗星最大初速度作了限制，得出同樣結論；天文學家斯基帕雷利（Schiaparelli）和馮尼斯爾（Von Niessl）考慮了太陽自行，結果得出雙曲線軌道彗星過多；天文學家法布里（Fabry）同時考慮了上述兩個因素，仍得出雙曲線軌道彗星占多數。之后，天文學家霍夫邁斯特（Hoffmeister）總結了這類工作，得出結論是：橢圓拋物線和雙曲線軌道的分布數關鍵地取決于彗星初始速度分布函數，也與是否考慮太陽自行有關，考慮自行時雙曲線軌道占多數，否則橢圓軌道為主。

英國天文學家里特頓（R. A. Lyttleton）認為彗星形成于恒星際物質被太陽系俘獲的過程中，且此過在繼續著。他用Bondi和Hoyle的吸積理論，假定太陽經過一個均勻的恒星際塵埃云，吸積了云中不受輻射壓力作用的粒子，這些粒子變為以太陽為焦點的雙曲線運動，從太陽奔赴點看，這些粒子軌道相交叉于太陽背后一條線上，它們發生非彈性碰撞而團聚，成為彗星。下圖為這一過程的示意圖（截面），星際云以初速的雙曲線進入太陽系，沿軸發生軌道交叉，在日心距（為太陽質量）以內，碰撞粒子流向太陽運動，以外粒子流向外運動，由于非彈性碰撞，粒子失掉部分動能，軌道從雙曲線變為拋物線或橢圓，從而導致彗星軌道分布情況。天文學家格辛（Gething）和麥克雷（MoCrea）把這一理論推廣到不均勻星際云，也得到同樣結論。然而，吸積理論還涉及許多復雜問題，而且這種粒子團是否就是彗星仍有異議。

太陽系內起源理論

1950年以來，荷蘭天文學家簡·奧爾特（Jan Hendrik Oort）統計了長周期彗星軌道半長徑倒數的頻數分布。1965年，他用43顆改正行星攝動的彗星原來軌道值，取間隔為0.00005統計各間隔內的彗星數目，發現在至0.0001的彗星最多（23顆）。統計結果表明，彗星不是來自恒星際，而是來自30000至100000個天文單位處，考慮到彗星軌道傾角范圍大，簡·亨德里克·奧爾特認為太陽系邊遠區有個球對稱區域的彗星庫——稱為奧爾特云。

為了解彗星軌道特性，簡·奧爾特分析了恒星攝動、行星攝動、太陽輻射對彗星的蒸發瓦解三種作用對彗星軌道的影響。恒星攝動導致彗星軌道隨機分布，說明彗星云的球具有對稱性；恒星攝動使少數（約10萬分之一）星進入內太陽系，成為觀測到的“新”彗星，從彗星的觀測數目估計彗星云共有1011量級顆彗星，總質量約為地球質量的1/100至1/10。根據天文學家范沃康（Van Woerkom）行星攝動研究，簡·亨德里克·奧爾特統計分析得出，約一半“新”彗星會沿雙曲線軌道逃離太陽系，另一半運行在遠日距10000個天文單位的橢圓軌道上，公轉周期約400000年，后來因過近日點發生的彌散，導致各間隔的彗數目相同。由于彗星被太陽蒸發瓦解，大的彗星數目減少，從而也表明彗星既不起源于恒星際，也不起源于木星，大行星（主要是木星）攝動使長周期彗星變為短周期彗星。

1951年，荷蘭裔美籍天文學家杰拉德·彼得·柯伊伯（Gerard Peter Kuiper）提出存在另一種距離稍近一些的充滿了彗核和冰星體的地區，這一區域與遙遠的奧爾特云不同，被稱為柯伊伯帶。杰拉德·彼得·柯伊伯的太陽系起源學說認為，太陽星云中土星以外區域先形成許多富冰星子——彗體，它們大部分聚集成天王星和海王星，有些聚集成彗星；天王星和海王星攝動殘余彗星，使其中有許多進入內太陽系，有些又被行星（尤其是土星）俘獲或落到太陽上，有些存留下來，還有一些被拋遠到彗星云或逃離太陽系。他認為海王星之外約在40至50個天文單位處有彗星環帶，那里的彗星是觀測不到的，但它們對海王星的軌道運動有攝動效應（這種效應不能歸因于小質量的冥王星），也改變著長周期彗星軌道。從哈雷彗星軌道（其遠日點在海王星與冥王星軌道之間）攝動估計出彗星環帶質量比地球質量小。

20世紀60年代，天文學家卡米隆（A.G.W.Cameron）發展了大質量星云說，認為在星云盤演化中，盤半徑很大，90%的盤物質在海王星區之外，其中大部分要逸散到空間，這對幾百個天文單位處形成的圓軌道天體有影響。在遠離太陽的盤區，溫度低，密度小，因而形成低溫恒星際顆粒的聚集物，可能是在盤物質開始逸散和湍流消失過程中，恒星際顆粒沉降到盤中面，由于引力不穩定性而形成聚集物，其質量約1016克，這就是彗星。

科學探測

20世紀80年代開始發射探測器對彗星進行空間探測。1985年，美國國家航空和宇航局發射的國際彗星探測器穿過賈科比尼—津納彗星的氣體彗尾，實施了彗星的首次太空探測計劃。1986年，在哈雷彗星回歸期間，共發射了5艘探測器其進行了空間探測，由此第一次獲取了彗核的結構以及彗發和彗尾的形成機制的觀測數據。其中“喬托號”探測器是第一個近距離獲取彗核彩色成像的探測器。1999年，“星塵號”探測器發射升空。2001年，“星塵號”探測器飛臨周期彗星懷爾德2號附近，用特定研發的設備俘獲了彗星揮發的塵埃物質。之后，“星塵號”于2005年攜帶彗星塵埃存儲器回歸地球。之后，美國進行了星塵后繼計劃，它是“星塵號”的后續計劃，目標天體仍是坦普爾1號，飛越彗星的時間是2011年2月14日，距離替星的最近距離是178千米，其主要科學目標是，加深對彗核表面過程的認識。

2005年1月，美國航空航天局發射了“深度撞擊號”探測器，它于同年7月飛臨周期彗星坦普爾1號，釋放重量372千克的金屬錘，以20千米/秒的相對速度撞擊彗核，實現了深度撞擊彗星，以期了解彗核地表下層的狀況。之后，美國宇航局發射了EPOXI飛船，它是美國深度撞擊號計劃的擴展計劃，目標是探測彗星哈特雷2號。EPOXI飛船于2010年11月4日近距離掠過哈特利2號彗星，并拍攝了清晰的彗星圖像。

此外，2004年3月2日“羅塞塔”探測器發射升空，這是由歐洲航天局發射的人類第一顆既軌道環繞彗星又在彗星表面著陸的探測計劃，包括“羅塞塔”軌道器和“韭菜”登錄器兩部分。8月6日，“羅塞塔”探測器與丘留莫夫－格拉西緬科彗星會合；9月10日，它開始進入距彗核30千米的環繞彗星飛行的軌道，“羅塞塔”軌道器環繞彗星飛行17個月，并觀測彗星從較冷的區域向太陽靠近的過程中活動性的變化。2014年11月12日“韭菜”登錄器成功在星67P上實現軟著陸。2015年12月任務計劃結束。截至2022年，已發射14艘探測器對彗星進行了空間探測。

命名規則

在1995年前，彗星是依照每年的發現先后順序以英文字母排列，給它一個臨時代號，即在公元歷年份后面按排序加上英文字母a、b、c等，如1984年發現第一顆彗星就命名為1984a；1984年發現的第二顆彗星就命名為1984b，按此類推。經過一段時間觀測，確定這些彗星的軌道之后，就以這一年里這些彗星過近日點的先后次序，給它一個正式的代號，即在公歷年份后面加上以羅馬數字的Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ等，如1994年經過觀測確定的第一個過近日點的彗星就命名為1994Ⅰ。一顆彗星的臨時代號是在被發現之后不久就得到，而它的正式代號往往是在發現之后一、二年才得到。

除了臨時代號和正式代號之外，彗星都有一個專門名稱。彗星的軌道算出來之后，如果這是一顆前所未見的新彗星，發現者有權給它一個名稱，而這名稱一般是以發現者或對其研究有重大貢獻的科學家的名字來命名的，一顆彗星最多只能冠以三個發現者的名字。如果是一顆以前發現了的彗星的又一次回歸，就沿用它的老名稱，而不再另起新名稱。例如由美國天文愛好者麥克霍爾茲目視、日本天文愛好者藤川繁久和巖本雅之攝影發現的彗星C/2018 V1也叫作Machholz-Fujikawa-Iwamoto；以顆彗星軌道的計算者的名字命名的彗星有哈雷彗星，它是根據計算出其軌道的英國天文學家埃德蒙多·哈雷的名字命名的，而不是這顆彗星的最早發現者。

1995年1月1日起，國際天文聯合會參考小行星的命名法則，以編號作為彗星的名字。編號最前面的字母表示彗星的性質，意思分別為：A可能為小行星；P確認為短周期彗星（周期短于200年的彗星），當其再次回歸時，會在P前面加上周期彗星表編號，如池谷張彗星（小行星4037—張彗星）；X表示尚未算出軌道根數的彗星；C表示長周期彗星（周期為200年以上）或非周期彗星，如海爾-博普彗星為C/1995 O1；D代表不再回歸或可能已消失了的彗星，如舒梅克-列維九號彗星為D/1993 F2。如果彗星分裂成兩個及以上的彗核，就在編號后加上-A、-B等字母做區分，如施瓦斯曼—瓦赫曼3號彗星為73P-C。

彗星名字中編號后面的字母和數字是表示彗星被發現的時間。以半個月為單位，用除字母I和Z以外的24個大寫字母按順序編號，E即3月份上半月。其后再以1、2、3等數字序號編排同一個半月內所發現的彗星順序。比如彗星C/2018 V1，表示2018年11月上半月發現的第一顆彗星。

起源

彗星的起源是個未解之謎。有的認為，在太陽系外圍有一個特大彗星區，那里約有1000億顆彗星，叫奧爾特云，由于受到其它恒星引力的影響，一部分彗星進入太陽系內部，又由于木星的影響，一部分彗星逃出太陽系，另一些被“捕獲”成為短周期彗星；也有的認為彗星是在木星或其它行星附近形成的；還有人認為彗星是在太陽系的邊遠地區形成的；甚至有人認為彗星是太陽系外的來客。

形成時間

對于彗星的形成時間問題，有兩種觀點：一種觀點認為，彗星的形成過程早已完成了，它很可能像太陽系其他成員（行星、衛星和隕石母體等）一樣，是在46億年前形成的；另一種觀點則認為，彗星的形成過程并沒有結束，仍在繼續，即有些是早形成，有些是晚形成的，但這種說法缺乏觀測依據，因為還沒有觀測到處于形成過程中的彗星。

物質來源

關于彗星的形成物質問題，有兩種看法：一種認為彗星是由恒星際物質形成的；另一種認為是由太陽系物質形成的。

彗星的恒星際起源理論是由科學家皮埃爾-西蒙·拉普拉斯（Pierre-Simon Laplace）首先提出來的，以后又有許多人加以改進和發展。其觀點是：彗星先在恒星際形成凝聚體，然后被太陽引力俘獲到太陽系中來。他們先后考慮到恒星際凝聚體（彗星）相對太陽的速度分布、太陽的運動等因素，然后計算被俘獲到太陽系內的軌道分布，再和觀測到的情況對比，這在某些方面有些是符合的。后來，總結得出，橢圓、拋物線和雙曲線的相對數目跟計算所取的因素有關，說明計算與觀測軌道分布對比不能提供彗星起源于恒星際的證據。但從彗星的物質組成來說，這一理論是正確。不過，這個理論沒有詳細的闡述彗星在恒星際凝聚的具體過程。另外，恒星際的物質極其稀疏，沒有條件形成凝聚體。

英國天文學家里特頓也主張彗星是由恒星際物質形成的，但不是在恒星際，而是在太陽系內，即太陽系在運動中通過恒星際，恒星際物質或說是宇宙塵埃在太陽引力的作用下，使一些質點運動，開始時它們的軌道是以太陽為焦點的雙曲線。之后這些質點的軌道在太陽運動的后方交叉，發生碰撞結合，結合的團塊成為彗星，碰撞中消耗掉部分動能，最后結果使軌道成為拋物線和橢圓。從理論上說這種俘獲是可能的，但問題在于碰撞時動能變為熱能，會使揮發物蒸發，從而難以解釋有些彗星含有豐富的揮發物形成的彗尾。

認為是由太陽系物質形成的說法分為兩種觀點：一種觀點認為原始太陽星云中的物質先形成行星，殘余的物質后來又形成了彗星；另一種觀點認為是由行星或衛星拋出的物質形成了彗星。觀測表明，彗星含有豐富的揮發物，水冰和二氧化碳冰，它們是在低溫條件下形成的。這一結果沒有說明彗星是由太陽系物質組成的，反而說明了彗星是在恒星際形成的。由于彗星（尤其是彗核）的化學組成尚缺乏準確的資料，而原始太陽星云的化學元素的相對含量（豐度）和恒星際物質的豐度基本相同，使得問題復雜化，有待科學的考證。

形成方式

太陰星爆炸以后，溫度很高、密度很小、含揮發性物質較多的原始彗星云團便被強勁的太陽風以及強大的爆炸沖擊波吹向了遙遠的太陽系邊緣。彗星云團飄離太陽星越遠，彗星云團周圍的溫度越低，彗星云團的溫度下降的也就越。原始彗星云團中含有很多種具有不同凝固點的物質。由于彗星云團中的易凝固物質比較少，彗星云團的溫度又下降得特別快，而且是一邊快速向太陽系邊緣前進一邊快速冷卻凝固的，所以彗星核是由彗星核的中心開始“由里向外”逐層固化的。

由于彗星云團中的鐵、含量較少而無法形成一個比較純凈的鐵、鎳星核，所以彗星云團中的少量鐵、鎳便與彗星云團中的鎂、鈣、硅、鋁、氧等元素一起形成了以橄欖石為主要成分的橄欖巖中心。因為彗星核是在彗星云團不斷遠離太陽星的過程中在不同的時間內由具有不同凝固點的物質先后分層凝結而形成的，所以最先凝結的以橄欖石為主要成分的礦物質便自然成為彗星核最早的核心，后來陸續形成的晶體便依次包裹在先前形成的彗星核表面，形成一個由不同凝固點及不同密度的物質在不同的時間、不同的溫度、不同的區域內陸續凝結而成的“洋蔥頭”式多層彗星核。彗星核的最里面是以鐵、鎳或鐵、鎂橄欖巖為主要成分的星核中心，外面為各種硅酸鹽固體包層，再外面便依次是水冰、氨冰、干冰、甲烷冰、氮冰等揮發性物質在溫度逐漸降低的過程中先后陸續凝結而成的各種冰物質包層。彗星核由里向外，物質的液化點和凝固點依次降低，物質的密度依次變小，物質的揮發性依次增強。彗星核的最外面則是被彗星核吸附在表面的一些極難液化的氫氣、氨氣、一氧化碳等氣體。如果彗星云團的溫度繼續降低，一氧化碳等氣體也會凝結成冰并附著在先前形成的彗星核表面。

彗星來源

奧爾特云是一個理論上的球形云，環繞太陽系，被認為是長周期彗星的來源，是大行星之外的遙遠空間的一個巨大的彗星儲存庫。奧爾特云大約在46億年前與太陽和太陽系行星一起出現的，大行星形成時，它們的引力將大部分彗星彈射到宇宙空間，由此形成了奧爾特云。奧爾特云由數萬億個在不同軌道上運行的小冰體組成，這些天體（大部分小于100千米）含有多種冰物質，如水、甲烷、乙烷、一氧化碳、氫氰酸和氨，它們一起形成一個“天體云”，總質量是地球的10到100倍。奧爾特云大概包含了6萬億顆彗星，從太陽到它的外邊緣估計比地球與太陽之間的距離遠100000倍。在這如此遙遠的距離，太陽引力的作用顯得微乎其微，以致彗星很容易受到路過的恒星或銀河系自身引力變化引起的擾動。當彗星受到擾動時也許會落入深空，或者朝太陽飛去。從奧爾特云飛向太陽的彗星最終在一條狹長的環繞太陽系的橢圓軌道上運行，它們被稱為長周期彗星。

柯伊伯帶是指海王星軌道外，離太陽30至50個天文單位處存在的彗星環帶，是比冥王星繞太陽軌道更遠的一個帶狀區域。處在柯伊伯帶上的天體被稱為柯伊伯帶天體。定期出現在內太陽系的短周期彗星就是來自柯伊伯帶的。柯伊伯帶中的300多個冰狀天體——柯伊伯帶天體已被發現。冥王星和它的衛星查龍實際上是大個的柯伊伯帶天體，假如它們接近太陽，就可能變成巨大的彗星。柯伊伯帶離太陽的距離比奧爾特云近得多。它起始于海王星軌道之外，延伸至距太陽大約120億千米的地方，大概是太陽到冥王星距離的兩倍。偶爾，柯伊伯帶天體受到海王星引力的擾動進入內太陽系，變成拖著長尾巴、發光的彗星。

結構

彗星由彗頭和彗尾組成。彗頭包括彗核、彗發和彗云三部分，彗尾包括塵埃尾和離子尾兩部分。

彗頭

彗核是彗星最中心、最本質、最主要的部分，常被稱作臟雪球，是由固體，由石塊、鐵、塵埃及氨、甲烷、冰塊組成。彗星的直徑一般約為幾千米，大的彗核直徑有達十幾千米的，也有些小彗核直徑只有幾百米的。當彗星離太陽很遠時，基本是赤裸的彗核，太陽輻射照射彗核表面，被吸收的能量部分地轉化為彗核的熱輻射，小部分用于加熱彗核表層及蒸發。彗核加熱不均勻可導致新生成的氣體打破彗核表面比較脆弱的點，這些氣體和塵埃的流動可能引起彗核的自旋，甚至使它分裂。覆蓋在大部分冰核心外面的是塵埃和巖石組成的黑色外殼，只有當彗星外殼上的孔洞朝向太陽時，內部才會被陽光加溫，氣體才會被釋放出來。

彗發是彗核周圍由氣體和塵埃組成的星球狀的霧狀物，是由于彗星在繞太陽的軌道上運轉，并接近太陽時，太陽的熱量使彗核物質熔解并升華為氣體所形成的。彗發的直徑常達幾十萬千米，甚至大到100多萬千米，也有只有幾萬千米的小彗發。彗發的體積是不固定的，它是隨著與太陽距離遠近而變化的。當離太陽遙遠時體積小，當到達與太陽距離1個天文單位時，體積最大，平均密度小于地球大氣密度的十億億分之一（約1g/cm3）。彗發中氣體的主要成份是中性分子和原子，其中有氫、羥基、氧、硫、碳、一氧化碳、氨基、、納等，還發現有比較復雜的氫氰酸和甲氰等化合物。這些氣體以平均1至3千米/秒的速度從中心向外流出。

彗云又稱為氫云，是在彗發外由氫原子組成的云，是彗星吸收了紫外光后，經過化學反應放出的氫氣，當它逃逸出彗星的引力后，就形成彗云。彗云的體積很大，直徑可達100萬至1000萬千米，是稀薄的中性氫的包層。彗云的輻射被地球大氣所吸收，所以在地球上看不到。但是有的彗星是沒有彗云的，那么彗頭的大小，就是彗發的大小；對于有彗云的彗星來說，它的彗頭直徑就是彗云的直徑。

彗尾

彗尾是彗星接近太陽時彗頭的蒸發物，受太陽風的作用在背向太陽方向形成一條或數條長長的尾巴。彗尾在彗星接近太陽大約3億千米（2個天文單位）時開始出現，并逐漸由小變大變長。當彗星過近日點（即彗星走到距太陽最近的一點）后遠離太陽時，彗尾又逐漸變小，直至沒有。彗尾的方向一般總是背著太陽延伸，當彗星接近太陽時，彗尾是拖在后邊，當彗星離開太陽遠走時，彗尾又成為前導。彗尾的體積很大，但物質卻很稀薄。彗尾的長度、寬度也有很大差別，一般彗尾長在1000萬至1.5億千米之間，有的甚至可以橫過半個天空。一般彗尾寬在6000至8000千米之間，最寬達2400萬千米，最窄只有2000千米。

根據彗尾的形狀和受太陽斥力的大小，彗尾可以分為塵埃彗尾和離子彗尾兩大類。每顆彗星的氣體和塵埃噴流形成的彗尾都是獨特的，指向的方向也都略有不同。一般一顆彗星有兩條以上的不同類型彗尾。

塵埃彗尾是指在太陽光子的輻射壓力下推斥微塵而形成的彗尾。當大小不同的塵埃，受太陽光壓的作用不同，得到的加速度及所走的路程也不同。其中微粒較大的就形成彗尾中彎得較大的Ⅲ型彗尾，粒子較小的就形成彎曲較小的Ⅱ型彗尾。大小不等的粒子混在一起，就形成又寬又彎的塵埃彗尾。這種彗尾只反射太陽光而發出黃色光。塵埃彗尾會被拖曳在彗星軌道的后方，它經常會因為曲線的形狀而形成反尾，稱為反常彗尾。這種彗尾是朝向太陽系方向延伸的扇狀或長釘狀。

離子彗尾是指由太陽紫外線輻射對彗發產生光電效應而形成的彗尾。離子彗尾比較直，細而長，因此又稱為“氣體彗尾”或Ⅰ型彗尾。彗尾一旦質點被游離，會獲得凈值為正的電荷，并且產生“誘導磁場”包圍著彗星。彗星和誘導磁場對向外流動的太陽風粒子形成一個障礙，彗星在軌道上相對于太陽風的速度是超聲速的，因此在太陽風流動方向的彗星前端形成弓形激波。在這個弓形激波中，彗星高濃度的離子（稱為“吸合離子”）聚集并載入活動中的等離子與太陽磁場，而這些場線披覆在彗星的周圍形成了離子尾。離子彗尾由離子氣體組成，如一氧化碳、氫、二氧化碳、碳、氫基和其他電離的分子，并由于一氧化碳成分居多數而發出藍色光。其永遠都指向背向太陽的方向，因為這些氣體受到太陽風的影響遠比塵埃來得強烈，跟隨的是磁力線，而不是軌道的路徑。

分類

按照軌道周期劃分

按照彗星軌道周期，可以將彗星分為周期彗星和非周期彗星。

周期彗星

根據彗星軌道周期是否小于200年來區分，可以分為長周期彗星和短周期彗星。

長周期彗星是指周期范圍為200年至數千年乃至百萬年，有較高的離心率軌道的彗星。在近日點附近時，離心率大于1并不一定意味著這顆彗星會逃離太陽系。

短周期彗星是指周期短于200年的彗星，這些彗星的軌道通常在黃道的上下，并且運行方向與行星相同。軌道的遠日點通常在外行星的區域（木星或木星以外）。

短周期彗星又可進一步分為木星族彗星和哈雷型彗星。在短周期彗星中，周期短于20年和低傾角（不超過30度）的被稱為木星族彗星。與哈雷彗星類似，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2017年，有89顆哈雷族彗星被觀測過，而木星族彗星則有557顆。

非周期彗星

非周期彗星指沒有周期性的彗星，也被稱為“一次回歸的彗星”，即終生只能接近太陽一次，而一旦離去，就會永不復返。非周期彗星的軌道形狀為拋物線或者雙曲線，因此根據彗星的軌道形狀，可將非周期彗星分為拋物線軌道彗星和雙曲線軌道彗星。

按照大小劃分

根據彗星大小劃分，可分為大彗星和小彗星，其實大小是相對的。所謂的大彗星是指到達近日點附近時，亮到用肉眼就能直接看到的彗星。一般而言，有巨大或活躍核心的彗星，如果與太陽的距離足夠近，從地面觀察時在最亮的時刻又沒有被太陽遮蔽掉，它就有機會成大彗星。大彗星的定義是主觀的，但無論如何，能夠被稱為大彗星的一定是亮到用肉眼就能直接看到它。大多數彗星都不能亮到肉眼可以直接看見的程度，它們在進入內太陽系后除了天文學家之外，也沒有人看過它們。

獨立類別

主帶彗星

主帶彗星是指在更靠近太陽的小行星帶的主帶內運轉的彗星，是一種比較罕見的彗星。不同于多數彗星的軌道多半在接近木星或距離太陽更遙遠的距離上，主帶彗星的軌道接近圓形，并且在小行星帶的主帶內。因此很難從軌道上的特征與許多標準的小行星區分出來。即使有一些短周期彗星的軌道半長軸在木星軌道之內，和主帶彗星仍有所不同，因為主帶彗星的離心率和軌道傾角都與主帶內的小行星相似。最初知道的三顆主帶彗星軌道都在主帶外緣的內側。

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千千米。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，但是太陽強大的潮汐力通常仍會使它們分裂。

不尋常的彗星

不尋常彗星是指有著獨特特點的彗星，是形狀獨特，噴發物獨特等彗星。如乙醇彗星，在活躍期間每秒可噴射20噸含有乙醇的液體；施瓦斯曼—瓦赫曼1號彗星的光度通常維持在16星等，會突然地增光和爆發，這會導致彗星的光度增加1至4星等，這種現象發生的頻率為每年7.3次，在一或兩周后就會減弱；蘇梅克—列維9號彗星擁有多個內核，其總長度達50角秒，以及達10角秒寬，它并非圍繞太陽，而是繞木星公轉，其遠木點為0.33個天文單位，公轉周期為2年，軌道形狀也極為橢圓，離心率達0.9986。比拉彗星是一顆因自身分裂而走完生命全程的彗星；威斯特彗星于1976年2月25日通過近日點，最大亮度達到了-3等，甚至在白天也能以肉眼觀測到，彗尾呈現扇形，其中帶著淡紅色的塵埃尾長度達到30至35°；池谷·關彗星視星等達負11等，比滿月的光度還要光60倍，在白天也能看見它在太陽隔鄰。

性質與特征

物化性質

連續光譜

彗星中彗核和彗頭的光譜，具有很弱的連續光譜背景。在彗核的連續背景上，因為固體核周圍有幾百千米厚的氣體，含有甲烷分子，波長在4313埃和4050埃左右，會出現三碳化合物和甲的強發射亮帶。在彗頭中，發現了比三碳化合物要穩定些的羥基分子光譜以及亞氨基、氨基、甲烷、雙原子碳和氰基的光譜，特別是雙原子碳和氰基的發射亮帶，一直到彗頭的邊界還存在。基尾的光譜和彗頭并不完全一樣。對于氣體捧尾，氮氣和一氧化碳分子從核中“蒸發”出來，跑到基尾中去，在那里由于物質更加稀薄，在太陽光的作用下，被電離了。因此，在彗尾光譜里出現的，是連續光譜，再加上和的發射亮帶。對于塵埃彗尾，光譜是連續背景，再加上吸收線，沒有任何氣體發射亮帶，這種光譜顯然是太陽光譜的反映。

紅外、紫外和射電輻射

彗星不僅有可見光輻射，而且還有紅外、紫外和射電（無線電波）輻射。

彗星紅外輻射的特征有：光譜的近紅外區和可見區有輻射能量最大值的峰，它屬于散射的太陽光，并隨彗星遠離太陽而變弱；光譜紅外區還有一個很寬的峰，它屬于彗發中塵埃的熱輻射，也隨彗星遠離太陽而變弱，同時這一譜峰有長波位移，因此發出熱輻射的塵埃變冷；在波長10微米和18微右有金屬硅酸的發射特征。

彗星氣體在紫外光譜中有許多發射線和發射帶。彗星的近紫外（波長3100埃以上）輻射可在地面觀測到，而由于大氣的吸收，遠紫外（波長小于3100埃）輻射，則需要用高空氣球、火箭、人造衛星、宇宙飛船才能觀測到。

彗星的射電觀測分三個方面：線譜、連續譜和雷達觀測，跟紅外觀測類似。彗星在不同波長的連續譜可用于推求彗星質點的性質。在觀測到的兩顆有連續射電彗星中，一顆是科胡特克彗星在被長3.7厘米、2.8厘米、4.1毫米和1.4毫米附近的連續射電；另一顆是威斯特彗星在波長3.7厘米附近的連續射電。

磁場

彗星有磁場存在，它不僅限制了彗尾的寬度，還能使彗尾呈明晰的邊緣或出現螺旋狀結構和射線的波浪形起伏。另外，磁場還能使彗尾呈現出明顯的中央部分，這種中央部分在彗星中是普遍存在的。根據彗尾的寬度可計算磁場的強度，彗星磁場只有百萬分之一高斯，與地球赤道表面磁場強度0.32高斯比較起來，彗星磁場是相當弱的。研究發現，如果彗尾掃過地球，可能會引起地磁的變化。

亮度

人類在地球上看到的彗星的亮度稱為“視亮度”。這個亮度同彗星和太陽的距離有關，也同彗星和地球的距離有關。為了比較各顆彗星的亮度，規定以彗星離開太陽和地球都是一個天文單位的亮度作為彗星的絕對亮度，用絕對星等表示。

彗星的視星等觀測比恒星的視星等觀測要困難和復雜得多，這是因為：恒星是“點光源”，而彗星是“面源”，又不像行星那樣有明銳邊緣，彗發和彗尾很弱漫，而彗核的視角徑很小，又包裹在亮的彗發內。彗星的亮度與日—彗距、地—彗距，位相角有關。一般可用下式表述彗星視亮度的變化規律：，式中，和為距離的函數；在位相角的20°至140°范圍內，，通常采用下面公式擬合觀測：，式中，由觀測來確定。為了比較，常歸算到天文單位時，即是彗星的本身亮度，或者把它改寫為星等形式：；，稱為“絕對星等”。彗星的值一般為-2至12，多數為2至8，平均值約為4，的偶爾極端值是因為范圍小而使得值對亮度變化（尤其是爆發）很敏感。彗核的亮度（星等）常可以擬合為。

很多彗星發生短時間大為增亮現象稱為亮度爆發或簡稱爆發。彗星亮度爆發時亮度一般增強6至100倍，持續時間為3至4周，往往伴隨有彗核拋出物質噴流，有時形成圓形或卵狀，乃至不對稱的氣殼，膨脹速度為幾百千米/秒，達1萬千米。亮度爆發也常伴隨著彗核分裂。亮度爆發與日—彗距沒有什么關系，大多數彗星都有過亮度爆發。

彗星亮度爆發的幾種可能機制：第一，彗核表面下的揮發物升華而形成氣囊，到一定時候爆裂而拋出氣體和部分表面物質；第二，涉及自由基（氰基、羥基、氨基）的爆炸性化學反應；第三，非結晶冰發生相變而轉化為立方冰晶時，體積改變，造成應力而使彗核破碎；第四，行星際的礫石撞擊彗核而拋出物質；第五，彗核內的放射衰變加熱、太陽輻射的強激波等原因導致警核分裂；第六，彗核深處的揮發物耗盡，導致外殼收縮和部分破裂，拋出氣體和塵埃；第七，彗星靠近太陽或木星，被引潮力撕裂。總之，彗星爆發機制仍是未完全解決之謎，可能幾種機制共同作用。

特征

發光來源

彗星的發光有兩個來源。被稜鏡分解得來的彗尾光譜里有明亮的光帶，上面重合著比較暗淡的連續光譜。這連續光譜上具有太陽光譜的吸收線（這種吸收線，在彗星離太陽為3個天文單位時就出現），這說明這一部分的彗星光的來源，是由于它的氣體和固體質點反射的太陽光，而且越接近彗核的光，它的強度越大。

彗星的氣體分子發光，同太陽的紫外輻射也有著密切的關系。氣體分子吸收太陽的紫外輻射而獲得了能最，從低能級激發到高能級，當它再躍遷到基態能級時，發出與吸收時相同頻率的輻射，因而在光譜上出現發射光譜帶，這就是彗星的氣體分子受到太陽紫外輻射激發而發光的原因。這種輻射在物理學上叫做“共振輻射”，共振輻射是一種最簡單的熒光現象。太陽的紫外輻射激發彗星氣體發光的這種作用，就叫熒光作用。

物質成分

彗星的化學成分觀測的是彗發和彗尾的光譜，其特征是連續光譜背景上有許多分子、原子和離子的發射線或發射帶，說明彗發是由塵埃（散射太陽光的連續光譜）和一些分子、原子和離子（發射線、發射帶）組成的。光譜觀測又從可見光波段擴展到紫外、紅外和射電波段。考慮到化學過程，彗星的主要成分是水，其次是二氧化碳，紅外光譜有硅酸鹽的發射特征，識別出的彗星成分如下表。

質量和密度

大彗星的質量一般是在1000億噸至1億億噸左右，有些彗星的質量要小很多，有的只有幾十億噸，有的甚至只有幾百萬噸。彗星的質量大部分集中在彗核部分，平均密度約1g/cm3，可能有些彗核密度更大一些，也有一些彗核的平均密度可能只有水的密度的百分之一以下。除了彗核以外，彗頭和彗尾都是由氣體和稀疏的粒子組成的，而且是在極度稀薄的狀態下，所以質量極小，一般只占整個彗星質量的百分之一至百分之五左右。彗頭和彗尾的密度不超過10-19g/cm3，大概只有空氣密度的十億億分之一。

軌道

彗星是太陽系的一種軌道偏心率高，與黃道面的轉軸傾角任意，繞太陽隨機方向運行的小天體，既有自西向東順行的，也有南北向垂直走的，還有像哈雷彗星那樣逆行的，運動方向各不相同。彗星軌道是由其偏心率決定的，有三種軌道，即橢圓軌道拋物線軌道和雙曲線軌道。

橢圓軌道

橢圓軌道是指偏心率小于1的彗星軌道。當彗星橢圓軌道的偏心率接近1時，就是個拉得很長的橢圓，近日點和遠日點的距離可以相差好幾十倍；有的彗星軌道的偏心率不大，只有0.11、0.14等，這樣的橢圓軌道近似于圓。沿橢圓軌道運行的彗星為周期彗星，短周期彗星的偏心率一般都很小，軌道平面與地球軌道（黃道面）很相近，與地球及行星的運動方向一樣，由西向東順行。相反，長周期彗星的軌道面并不限制在黃道面附近，與黃道面的夾角是任意的。已計算出軌道的彗星中，約40%是橢圓軌道。

拋物線和雙曲線軌道

拋物線軌道是指偏心率等于1的彗星軌道；雙曲線軌道是指偏心率大于1的彗星軌道。一般說來，它們來到太陽附近、經過近日點后一旦離去，就永不再回來了。它們都是非周期彗星。它們有可能來自遙遠的宇宙空間，是偶然闖進太陽系的，不能算是太陽系的成員。已計算出軌道的彗星中，拋物線軌道和雙曲線軌道的分別為49%和11%左右。

通過研究發現，彗星軌道并非一成不變，在木星等大行星的攝動影響下，周期彗星可以改變為非周期彗星，反過來也一樣。另外，在彗星百十年周期中很接近太陽的那一段軌道上，只對它進行了短時期的觀測，而大偏心率的橢圓軌道與拋物線和小偏心率的雙曲線軌道，有時很難從短時期的觀測中精確測定，完全有可能被定為雙曲線和拋物線軌道的彗星，實際上是偏心率極大、周期極長的橢圓軌道彗星。

模型

彗星的現象復雜，變化無常，同一顆彗星有不同的形態，不同的彗星差異也很大。各國天文學家在探索和研究彗星的本質（特別是彗核）中，相繼提出不同的彗核模型，一種是沙堆模型，另一種是冰凍團塊模型。

沙堆模型

沙堆模型是在20世紀初提出，到20世紀50年代也有幾種不同的說法，共同認為彗星的彗核與彗發是個整體結構，是一團固體粒子組成。彗核部分比較致密，但也不是整體，而是由沙粒、石塊、冰塊和一些金屬塊等固體粒塊獨自繞太陽公轉。因為各粒塊公轉軌道很接近，又有向中心密集的趨勢，形成一個云霧狀的彌漫核心。這類理論假定固體粒子是在太陽系外形成的，包含有星際物質。當在近日點時，由于各個粒子的軌道有相交的現象，并且互相碰撞以致破裂，所產生的細塵粒子就被太陽輻射向外推出，形成塵埃彗尾，少部分粒子則在碰撞中被蒸發成氣體，變成氣體彗尾。這類模型比較全面地把彗星的起源及消逝等概念分析出來，也可以解釋彗星分裂形成流星群等現象。但是有些問題又解釋不了，如彗星的大氣層和彗發的形成、彗核分裂和爆發活動以及非引力效應產生的原因等。

冰凍團塊模型

冰凍團塊模型又稱“臟雪球模型”，是在20世紀50年代，由美國天文學家惠普爾（Whipple）正式提出的。這個模型認為彗核是由冰凍的固態氣體分子（有水汽、氨氣，甲烷，二氧化碳和氰氣等）夾雜細塵粒組成，整個彗核是松散的，后來，蘇聯天文學家威斯薩耶斯基（Wissayersky）及萊文（Levine）加以發展，提出彗核是不良導體，當彗星接近太陽三個天文單位時，只有彗核表層受熱被蒸發升華為氣體，而內部受熱卻很慢，仍舊保持冰凍狀態，因此彗星的壽命可以維持幾千個、甚至更長的公轉周期。由于固態氣體的性質不同，當接近太陽幾個天文單位時，首先向外蒸發的物質是甲烷，到火星附近則為二氧化碳和氨氣，當彗星接近近日點時，氰氣及水汽也都受熱而蒸發。這樣各種氣體混雜一起向外逸出膨脹，同時微塵也被斥力所推出，逐漸形成彗發和彗尾。彗星每回歸太陽一次，總要消耗許多物質，大約不到1%。除此之外，彗核本身還有自轉，周期為數小時，在彗星自轉以及各層熱傳導的時間滯延，氣體不對稱地放出，產生了“火箭效應”（即“非引力效應”），這樣可以解釋恩克彗星的加速（或周期縮短）和阿雷斯脫彗星的減速現象。

觀測與探測

彗星每年會出現1到20個，平均6、7個，其中兩三次是重現的，但有時一年內1個彗星都沒有，如1948年沒有出現1個彗星。從公元前2316年到18世紀末，全世界各地記錄下來的彗星共982個，其中30個是重現的。1810年到1973年出現876個彗星，其中351個是重現的。到1973年被人們觀測到并記錄下來的彗星共1500多個。截至2023年，已經發現的彗星有4446顆，而根據科學家推測，在奧爾特云附近，約有一兆顆（1后面12個0）彗星。

觀測方法

為了發現和觀測彗星，多采用強光力的反光鏡——尋彗鏡，作為工具，彗星的觀測方法主要有目視觀測、照相觀測和光電觀測三種。

目視觀測可以進行的工作有：用專門的測微器測定彗星的位置和估計彗星的大小；用目視光度計測定彗星的亮度；或直接從望遠鏡中對彗星和附近星等已知的恒星進行比較，以定出彗星的亮度。目視觀測對于研究彗星的某些迅速的變化，是特別有利的。此外，還由于人眼和照相底片的分光靈敏度不同，由目視和照相得到的彗星的形狀、大小和結構有時會很不一樣。因此，在彗星的全面研究中，目視觀測是不可缺少的。

照相觀測方法包括用強光力的天體照相儀拍攝彗星的照片和用攝譜儀拍攝彗星的光譜，對于某些微弱的彗星，拍照時往往需要使望遠鏡跟著彗星運動。在這種照片上，彗星的象很清晰，而恒星卻成為一條條的短線。彗星照片拍得后，便可利用測定彗星的亮度，以及彗星的位置。

光點觀測就是利用電子光學變換器、無線電方法等來研究彗星，從而擴大了研究彗星的波段。

彗星探測

從地球上研究彗星的核是困難的，因為它們深藏在發光的彗發里面。因此，深入觀察彗星的惟一辦法就是派空間探測器進入彗發。截至2022年，已發射14艘探測器對彗星進行了空間探測。

“喬托號”是一艘歐洲航天局發射的彗星探測器，主要任務是在1986年哈雷彗星接近近日點時對它進行觀測研究，包括獲得彗星核的第一個特寫圖像，確定元素和同位素組成，研究彗星大氣層，測量彗星塵埃粒子，研究彗星與太陽風帶電粒子之間的相互作用。

從“喬托號”探測器拍攝的照片得知，哈雷彗星的彗核形狀類似花生，長15千米，寬7至10千米。彗核只有10%的表面有地質活動，且在面向陽光的那一面至少有3個噴射孔位。經過分析后得知哈雷彗星約在15億年前形成，所以揮發性的物質（主要是冰）已經凝結成星際彗星粒子。哈雷彗星噴射出的物質中有80%是水，10%是一氧化碳，2.5%是甲烷與氨的混合物，其他則是烴、鐵及鈉。每秒從哈雷彗星噴射出的物質大約有3噸，分別從7個噴射孔噴發出來，并導致彗星在運行時會晃動。，同時，還發現哈雷彗星的彗核比煤炭還黑，表示它被一層厚實的塵埃所覆蓋。彗核的表面相當粗糙且多孔，整體的密度約0.3g/cm3。由哈雷彗星噴射出的物質大約只有香煙煙霧粒子般大，質量從10-20千克到40-3千克不等。

“星塵號”是美國發射的一顆彗星探測器，主要目的是飛到懷爾德2號彗星附近，收集塵埃顆粒，并將這些樣品帶回地球，在地球的實驗室里進行深入的分析。“星塵號”探測器于1999年2月9日由美國航空航天局發射升空，經過46億千米的旅行，在飛越彗星時從彗星彗發收集到彗星塵埃樣品，拍攝了詳細的冰質彗核圖片。2006年1月15日凌晨，“星塵號”探測器返回艙在美國猶他州大鹽湖沙漠著陸。返回艙的速度達到12.9千米/秒，是進入大氣層最快的人造飛行器。猶他州西部和內華達州東部可以觀測到巨大的火球和音爆。這是首次收集彗星塵埃抽樣返回任務，帶采樣返回地球。

從“星塵號”帶回的樣品分析發現：廣泛的有機化合物，包括兩種含有生物可利用的氮的化合物；具有較長鏈長度的本土脂肪族碳氫化合物，其長度比分散的星際介質中所觀察到的要長；豐富的非晶硅酸鹽，如橄欖石和輝石，證明與太陽系和星際物質的混合是一致的；無水硅酸鹽和文石被發現不存在，這表明缺乏對彗星塵埃的水處理；在返回的樣本中也發現了有限的純碳；在氣凝膠中發現了甲胺和乙胺，但與特定的顆粒沒有關聯。

“深度撞擊號”是美國航空航天局發射的彗星探測器，設計用于研究坦普爾1號彗星核心的成分。探測器于2005年1月12日發射，同年7月3日釋放撞擊器，并于2005年7月4日5時44分（UTC時間）成功撞擊坦普爾1號彗星的彗核，地球在8分鐘后接收到撞擊信號。“深度撞擊號”是第一個激起彗星表面物質的探測任務。它的任務旨在幫助解答關于彗星的基本問題，諸如彗核的成分、撞擊造成的撞擊坑深度、彗星的形成位置等。通過對撞擊及其余波的觀測，天確定彗星內核與外層的差異，以探究彗星的形成過程。

深度撞擊號為科學界提供了許多重要的成果：第一，確定了坦普爾1號彗星的表層是非常多孔的；第二，顯示了與彗星核不同部分相關的外氣的化學多樣性；第三，發現過度活躍的彗星（占所有彗星的5%至10%）是由二氧化碳驅動的，而觀測到的多余的水來自于彗發中的冰粒，極度活躍的彗星撞擊過程與普通彗星的撞擊過程不同；第四，在彗星表面撞出了一個寬度約為100米，深達30米的坑；第五，更多的水被釋放出來，總共有500萬干克。第六，在研究撞擊的過程中發現的其他42種物質包括黏土、碳酸根、鈉和晶體硅酸鹽；第七，觀測結果使重新思考太陽系彗星形成的位置；第八，在表面發現了零星分布的水冰。

2004年3月2日，歐洲航天局發射了“羅塞塔”彗星探測器，于2014年8月6日到達丘留莫夫－格拉西緬科彗星/丘留莫夫—格拉西緬科，并釋放出彗星表面著陸器“菲萊”。“羅塞塔”探測器的科學目標是研究彗星的起源、彗星與星際物質之間的關系，以及它對太陽系起源的影響，主要通過進行了以下方面的測量來實現科學目標：第一，確定彗核的全局特征、動態特性、表面形態和組成；第二，確定彗核中揮發物及難溶物的化學、礦物特性，同位素組成；第三，測定彗核中揮發物和難溶物的物理性質和相互關系；第四，研究彗星活動的發展；第五，確定小行星的全球特征，包括動態特性、表面形態和組成。

2016年9月30日，羅塞塔”探測器結束任務，在兩年多的時間里，拍攝了彗星的大量圖片。拍攝位置由遠到近，使清楚地了解了彗星的真面目，豐富了對彗星的認識。根據對彗星圖片的分析，了解到彗星是有復雜的地形的，同時也含有生命的基本單元。

SOHO衛星是太陽探測衛星。1995年，歐洲航天局和美國航空航天局聯合將其發射到了日地第一拉格朗日點。它主要用于研究：太陽的結構、化學組成、太陽內部的動力學、太陽外部大氣的結構（密度、溫度、速度的領域）及其動力學、太陽風及其與太陽大氣的關系等。在SOHO彗星搜尋過程中，自2002年1月后陸續發現的掠日彗星族――邁耶族（The Meyer Group），布萊恩·馬斯登族（The Marsden Group）和科里切特族（The?Kracht?Group），這三個彗星族的發現，打破了掠日彗星家族――克魯茲彗星族的唯一性，是彗星天文學領域多年來重要的發現之一。從SOHO衛星發射至2021年，已經發現的掠日族彗星有近4200顆。

彗星的命運

一切彗星都處在逐漸毀滅的過程，它們的命運有飛出太陽系、耗盡揮發物質、瓦解或失蹤、碰撞四種形式。

飛出太陽系

如果一顆彗星以足夠快的速度運行，那么它可以離開太陽系，這就是雙曲線情況的彗星。已知的會彈出太陽系的彗星都曾和太陽系的其他天體，如和木星發生過交互作用（攝動）。如，彗星C/1980E1在1980年靠近木星飛越后，從圍繞太陽運行的、周期為710萬年的軌道上以雙曲線軌道移除了。

耗盡揮發物質

木星族彗星和長周期彗星似乎遵循著非常不同的衰退法則。木星族彗星的活動大約是10000年，或是1000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2000次。當彗星每一次走近太陽的時候，彗核中的物質便不斷蒸發，拋出氣體和塵埃而形成彗尾。但它的結構物質卻不斷地變換。因此，彗尾的形成總是伴隨著物質的損失，彗星接近太陽的次數越多，伸出尾巴的次數也越多，物質的揮發就越快。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巖石，或是類似于小行星的廢墟。

熄火彗星是已經耗盡掉絕大部分揮發性冰，只留下一點彗尾或彗發的彗星。在彗核內的揮發性物質蒸發掉之后，剩下的就是惰性的巖石或是類似于小行星的礫石。在它們要成為熄火彗星之前可能會經歷一個過渡階段，即一顆彗星可能會因為揮發性物質被處于非活動狀態的表面層密封在下方，而在休眠，并不是熄火。

瓦解或失蹤

一個大彗星由于離太陽近和離太陽遠時，所受太陽引力的作用不同，所以引起彗核向軌道方向伸長，碎裂成幾個小彗星，甚至完全碎裂成為流星群。例如：比拉彗星（3D/Biela）于1846年發生分裂，1872年彗核完全分開，結果在1872、1885、1892年都引起流星暴，每小時流星數達3000至15000顆。彗星分裂可能是太陽或大行星引力導致的潮汐力造成的，或是由于揮發性物質的“爆炸”等原因造成的。

迷蹤彗星是之前曾經發現的彗星，但在其將通過近日點的時刻卻失蹤了。一般是因為沒有足夠的觀測資料可以計算可靠的軌道和預測它的位置。造成彗星的失蹤，使不能持續地再觀測的原因主要有：彗星軌道可能與大行星，像是木星，產生交互作用，而受到攝動；一些非重力的因素，會改變彗星通過近日點的時刻；彗星與行星的交互作用使得彗星的軌道遠離了地球而不能被人類看見，或是將它們拋出了太陽系。

碰撞

彗星的軌道在不斷地變化，使彗星和別的星體互相碰撞，同樣也促進了它的滅亡。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，有許多彗星和小行星因相撞而進入地球。例如，月球表面有許多撞擊坑，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，破裂了的蘇梅克—列維9號星與木星相撞。

學術研究

假設與猜想

彗星與地球生命起源

2004年，德美科學家借助安裝在美國“星塵”飛船上的一種光譜儀發現，彗星塵埃中存在一類稱為PQQ的輔酶，這一發現為彗星塵埃帶來的有機化合物幫助地球產生生命提供了佐證。PQQ的輔酶是產生遺傳物質的許多必要前提中的一個，是生命形成過程中的重要物質，它存在于除了古菌外的所有生物中。彗星研究專家約亨·基塞勒（Jochen Kisseler）認為，PQQ輔酶與其它許多分子隨著彗星塵埃在幾十億年前抵達地球，它們促使含氮和碳的化合物產生基因構件，并在與水和其他因素的共同作用下，產生生命的可能。同時，其還認為PQQ輔酶本身可能是在宇宙射線作用下由礦物顆粒表面存在的分子產生的。

彗星表面噴發活動的影響因素

2023年3月，中國科學院科研團隊以中國最早發現的兩顆彗星“紫金山1號”和“紫金山2號”為對象，首次定量展示了軌道變化對彗星活動性的影響，揭示出彗星表面的噴發活動受到彗星成分、與太陽距離、彗核大小等多種因素影響。研究顯示，這兩顆彗星在2009年近距離飛越木星后，受木星引力影響，它們的近日距明顯減小，接收到的太陽輻射明顯增加。從而激發了彗核表層下更深層物質的升華，使得彗星的噴發等活動也明顯增加。此外，“紫金山2號”和其他彗核直徑較小的木星族彗星相比，活動性明顯更強。從而表明彗星的活動性除與彗星的日心距及成分相關外，還與彗核大小有關。這項研究提供了一系列彗星物理性質和活動性參數，對進一步研究彗星的活動性規律，乃開展彗星空間探測計劃，都具有重要的科學參考價值。

韋布望遠鏡在罕見上發現水

2023年5月，美國科學家借助詹姆斯·韋布空間望遠鏡，首次在木星和火星之間的主小行星帶觀測到在罕見的主帶彗星周圍存在水蒸氣。這一發現表明原始太陽系的水冰可以保存在較溫暖區域，即小行星帶中。但是，在最初用于建立主帶彗星這一分類的三顆彗星之一的里德彗星周圍沒有探測到二氧化碳。對此，馬里蘭大學天文學家邁克爾·凱利（Michael Kelley）認為存在兩種可能：一種是里德彗星在形成時含有二氧化碳，但由于溫度過高而最終失去二氧化碳。另一種可能是，里德彗星可能形成于太陽系中一個特別溫暖的地方，而那里沒有二氧化碳。

交叉學科研究

彗星是太陽系中一種特殊的天體，研究彗星，對科學及哲學都有重大意義。

科學意義

彗星是一種很特殊的星體，與生命的起源可能有著重要的聯系。彗星在大約39億年前首次將生命的基本單元帶到地球上，向早期地球提供了許多水和碳基分子（有機化合物），使生命得以形成。隨后的彗星碰撞可能摧毀了許多發展中的生命形式，只允許最具適應性的物種進一步進化。彗星中含有很多氣體和揮發成分。根據光譜分析，彗星中富含有機分子，主要是雙原子碳、氰基、丙糖，另外還有羥基、銨、氨基、甲烷、鈉、碳、氧等原子和原子團。作為外太陽系形成過程中原始的、殘余的組成部分，彗星為研究大約46億年前行星形成的化學混合物提供了線索。

彗星雖然是小天體，但卻是由太陽系誕生初期的物質組成。由于它們自身溫度極低并置身于“天寒地凍”的宇宙空間，自太陽系誕生以來，彗星成分幾乎不變，因此對彗星的研究有助于揭開太陽系形成的奧秘。人類對早期太陽系形成的原始太陽圓盤的認識是有限的。通過研究彗星的樣品，如“星塵號”探測器從懷爾德2號彗星取回的塵埃顆粒，可以追溯到太陽系的開始，包含了關于它最早的歷史線索。

哲學意義

彗星用它自己的發展和演變，為辯證唯物主義增添例子。彗星受別的天體尤其是大行星的攝動影響而改變軌道，改變周期。從而說明了宇宙間的事物并不是孤立的，而是有著相互聯系的，彗星在長期圍繞太陽運動的過程中，由于消耗物質而由大變小、由亮變暗，由肉眼可見變為從望遠鏡里也看不見，乃至消失，彗星消失而分裂、瓦解為流星體，流星體在一定的條件下變成為流星或流星雨。這是個從量變到質變的過程，由一種形態到另一種形態的變化過程，但是，不論如何，物質和運動不會消失，運動是物質存在的一種形式。

破除迷信

從意識形態領域的思想斗爭的角度來看，研究彗星對破除迷信，樹立唯物主義的宇宙觀有著重要的意義。在古代，對彗星這個特殊形狀天體的出現會產生各種稀奇古怪的迷信和謠言，這在世界各國、各個民族中普遍存在。即使在二十世紀，科學技術已經很發達，科學家已經可以對彗星現象作出科學解釋的時代，每逢彗星之類的天體出現，愚弄人民的迷信、傳說也仍然由很多。因此，通過更加深入地揭示彗星的本質，繼續破除迷信，肅清封建思想的影響。

著名彗星

哈雷彗星

1682年8月，一顆彗星拖著長尾巴出現在天空中，當時26歲的英國天文學家埃德蒙多·哈雷通過對它進行跟蹤觀測研究得出預言為：它是一顆周期約為76年的彗星，它將在1758年年底或1759年年初會再次出現。之后，他的預言應驗，為了紀念埃德蒙·哈雷的貢獻，以他的名字命名了這顆彗星——“哈雷彗星”。由此，哈雷彗星成為被人類最早計算出軌道、并且最準確了解周期、預言按時回歸的彗星，也是歷史記載最完整的短周期彗星。哈雷彗核呈花生或扁長土豆形，近于三軸為16千米、8千米、8千米的扁球，表面暗黑（反照率為0.02至0.04）且很不規則，幾個噴流從局部活動區出來。其彗核平均密度約為0.3g/cm3，彗核內有空隙。彗發中存在復雜有機化合物與大量微小固態顆粒，大多是微米和亞微米大小，塵粒在噴流中更密集。1910年，哈雷星回歸時，彗尾長達數千萬千米，掃過大半個天空。

恩克彗星

恩克彗星是一顆亮度微弱，周期最短，出現次數最多的彗星。1786年1月17日在寶瓶星座β星附近首次發現它，1795年11月7日和1805年10月19日恩克彗星又重新出現。1818年11月26日又發現后才由法國天文學家J.R.恩克（Johann Franz Encke）用六個星期的時間，計算出這顆彗星的軌道，得出他的周期為3.3年，并且預言1822年5月24日再回到近日點，那一天它準時回來了，成為第二顆按預言回歸的彗星，稱之為“恩克彗星”。恩克彗星不大，最亮時約為5等星，多數時間無彗尾，只是一團模糊的云絮。這顆彗星從發現到2000年回歸了57次，其軌道越來越小，每回歸一次，周期縮短3個小時。

比拉彗星

比拉彗星是由奧地利業余天文愛好者比拉（Wilheim Von Biela）在1826年發現的一顆因自身分裂而走完生命旅程的短周期彗星。它的周期為6.6年。它在1845年的回歸時，突然分裂成兩顆，分裂后的兩顆彗星各自有彗核和彗發，它們像一對孿生兄弟，結伴而行，但是它們之間的距離在慢慢增大。1865年回歸時，雖然天文學家們精確預報了它的位置，但卻沒有找到它的蹤跡。但在1872年11月27日，當地球穿過比拉彗星原來的軌道時，夜空中突然出現了流星體，流星雨持續了4個多小時。從而說明比拉彗星在觀測到分裂以前就已經開始碎裂了。

多納提彗星

1858年6月2日，意大利天文學家多納提（Donati）用望遠鏡在獅子座發現了這顆大彗星，開始時只能看到暗弱的云霧狀斑點，到了8月中旬才慢慢地產生出尾巴來，9月初，肉眼可以看到。此后，便快速增長，變得更大更亮，出現在天空中達一個月之久。到10月10日距地球最近，達到最大的亮度64°，尾巴實長8800萬千米。在10月3日，這顆彗星中的彗核出現一條射線，10月5日便有兩條。到10月9日出現五條，這些射線細而不彎曲，差不多和輩頭附近的主尾相切。10月10日以后，消逝得很快，到了12月6日就完全消失了。多納提彗星的軌道是很扁長的橢圓形，軌道遠日點達465億千米，近日點離太陽只有8650萬千米。周期大約是2千年，下次出現應在3800年左右。