彗星 - 全界百科

彗星（Comet ），又称为扫帚星、妖星等，天文符号为☄ ，是太阳系中的一类小天体。彗星由彗头和彗尾组成，彗头包括彗核、彗发和彗云三部分，彗尾包括尘埃尾和离子尾两部分。彗星的主要成分是水，其次是二氧化碳。

大彗星的质量一般在1000亿吨至1亿亿吨左右，有些彗星的质量要小很多，只有几百万吨至几十亿吨。彗星的质量大部分集中在彗核部分，平均密度约1g/cm 3 ，彗头和彗尾的密度不超过10 -19 g/cm 3 。彗星中彗核的直径一般约为几千米，大的彗核直径有达十几千米的，小彗核直径只有几百米。彗星有三种轨道，即椭圆轨道抛物线轨道和双曲线轨道。按照彗星轨道周期，可以将彗星分为周期彗星和非周期彗星，周期彗星又可以进一步分为长周期彗星和短周期彗星。根据彗星大小划分，可分为大彗星和小彗星。此外，彗星还有三种独立类别，为主带彗星、掠日彗星、和不寻常的彗星。一切彗星都处在逐渐毁灭的过程，它们最终的命运为飞出太阳系、耗尽挥发物质、瓦解或失踪、碰撞四种形式。

彗星的起源是个未解之谜。根据彗星的轨道特征，研究认为奥尔特云是长周期彗星的发源地，短周期彗星则出自柯伊伯带；主带彗星的起源地是小行星主带；非周期彗星的起源地为太阳系外的星际空间。彗星的观测方法主要有目视观测、照相观测和光电观测三种。彗星每年会出现1到20个，平均6、7个。1985年，美国国家航空和宇航局发射的国际彗星探测器穿过贾科比尼—津纳彗星的气体彗尾，实施了彗星的首次太空探测计划。截至2022年，已发射14艘探测器对彗星进行了空间探测。截至2023年，已经发现的彗星有4446颗，而根据科学家推测，在奥尔特云附近，约有一兆颗彗星。2023年3月，中国科学院科研团队以中国最早发现的两颗彗星 “ 紫金山 1号”和“紫金山2号”为对象，首次定量展示了轨道变化对彗星活动性的影响，揭示出彗星表面的喷发活动受到彗星成分、与太阳距离、彗核大小等多种因素影响。

词源

“彗星”中的“彗”字在中国古代是“ 扫帚 ”的意思。在科学不发达的古代，由于彗星出没无常、形状怪异，因此常常把它和天灾人祸联系起来，认为彗星是灾祸的前兆，中国古书上曾称它为扫帚星、妖星。此外，根据彗星出现的形状，它也被称为“长星”或“蓬星”，“蓬”是一种开白花的草，会结果实，果实上长有细毛。彗星有时也叫“蒙星”，“蒙”是像烟雾病迷迷糊糊的意思。彗星中形状稍特别一些的，就叫做“奇星” 。

彗星的英文名叫做“Comet”，起源于拉丁语 comēta或comētēs，是希腊语 “κομήτης”的拉丁语化，这个希腊词汇的意思是“wearing long hair（长着长发）”，“彗”字在古希腊的原意是“尾巴”或者“毛发”的意思。

彗星的天文符号是☄，由一个圆盘和三根像头发一样的延伸组成，圆盘代表的是彗头和三根像头发一样的延伸代表的是彗尾。

发现历史

早期观察

中国古代首先把彗星看作是天体，1973年于马王堆汉墓中出土一幅彗星图，据科学考证，它绘于公元前200多年。图中绘有二十多种不同形状的彗星，有慧核、些发、彗尾等形象。尤其对彗尾描绘的较细致，有粗的、有细的、有弯的、也有分成几枝的。把彗星从形态上作了粗略的分类。世界上对哈雷彗星的公认最早的记载是《春秋》鲁文公十四年（公元前613年）：“秋七月，有星孛入于北斗。”晋代以前，对彗星发光的原因，《晋书天·文志》中说：“彗体无光，傅日而为光。故夕见则东指晨见则西指。在日南北皆随日光而指，顿挫其芒，或长或短。”这与现代的看法是一致的。从秦始皇七年（公元前239年），直到清宣统二年（1910年），哈雷彗星的每次出现，中国的史书上都有记载。关于彗星的记载，据不完全统计，截至1911年为止，史书中共有554次记载。由于时代不同，所用的名称也不同。其中记作彗星的有256次，记作星孛或孛星的有103次，记作客星的79次，只记作星的39次。而欧洲对彗星有正确的见解则比小行星3789 晚得多。

古代的欧洲，并不把彗星看作是天体，只认为彗星是地球大气中的现象。公元前4世纪希腊学者亚里士多德（Aristoteles）和他的后继者们一直把彗星看作是地球大气中的燃烧现象。亚里士多德认为，产生彗星时，上层的运动所发生的冲激击中适度凝结了的燃料，其够强够广，下层向上的嘘气又有着恰当的稳定性，因此便形成发彗和须彗。公元前1世纪，住在埃及亚力山大城的希腊天文学家克罗狄斯·托勒密（Ptolemy），在他的著作《天文学大成》中也不把彗星看作天体。到16世纪，波兰天文学家尼古拉·哥白尼（Mikołaj Kopernik）也没有摆脱前人对彗星的陈旧观念，并认为高层大气被认为是彗星诞生的地方。1577年，出现了一颗大彗星，丹麦天文学家第谷·布拉赫（Tycho Brahe）曾试图测量这颗彗星和地球之间的距离，但因不具备正确的测量方法而没有得到相关结果，但他已认识到地球到彗星的距离至少要比到月亮的距离远6倍，从而说明彗星不是地球大气内的现象。第谷·布拉赫是欧洲第一个把彗星看作是天体的人。后来，他的学生，德国天文学家约翰尼斯·开普勒（Johannes Kepler），经长期观测研究，证明了第谷·布拉赫的观点。

由于德国天文学家约翰尼斯·开普勒在16世纪总结出了行星运动三定律，物理学家艾萨克·牛顿（Isaac Newton）在17世纪又发现了万有引力定律，至此已能计算彗星运行的轨道。1680年，出现了一颗大彗星，艾萨克·牛顿根据观测资料定出了它绕太阳的轨道。接着，1682年又出现了一颗大彗星，英国天文学家埃德蒙多·哈雷（Edmond Halley）与艾萨克·牛顿合作，计算了这颗彗星的轨道。埃德蒙·哈雷编了以前彗星的记录，计算了从1337年到1698年观测的24颗彗星的轨道。1695年，埃德蒙·哈雷发现有三颗彗星的轨道很值得注意，一颗是1531年阿皮昂（Apianus）观测的，一颗1607年约翰尼斯·开普勒观测的，再一颗是1682年埃德蒙·哈雷自己观测的，它们的轨道相似。埃德蒙·哈雷认为，这可能是同一颗彗星的三次回归，但是该彗星每周的间隔是不同的，有的是74年11个月，有时是76年零2个月，他认为这可能是由于土星和木星对这颗彗星的摄动，使它的轨道和周期产生了差异。埃德蒙多·哈雷并预言，这颗彗星在1758年还会回来。果然，在1758年的12月，这颗彗星又回来了。为了纪念埃德蒙·哈雷的重大发现，就把这颗彗星命名为“ 哈雷彗星 ”。埃德蒙·哈雷是世界上第一个发现周期彗星的人，并证明彗星也和行星一样是受万有引力支配绕太阳运行的天体。

彗星理论

恒星际起源理论

天文学家皮埃尔-西蒙·拉普拉斯（Pierre-Simon marquis de Laplace）认为彗星先在恒星际云中形成，在太阳穿过星际云时，那些与太阳有相对速度近于零的彗星被吸引到太阳系来。他取太阳引力范围为10万个天文单位，彗星以同等概率进入此范围，算出结果是椭圆和抛物线轨道的彗星占多数。皮埃尔-西蒙·拉普拉斯未考虑恒星际彗星的初始分布和太阳的自行。天文学家冯西利格（Von Seeliger）对彗星最大初速度作了限制，得出同样结论；天文学家斯基帕雷利（Schiaparelli）和冯尼斯尔（Von Niessl）考虑了太阳自行，结果得出双曲线轨道彗星过多；天文学家法布里（Fabry）同时考虑了上述两个因素，仍得出双曲线轨道彗星占多数。之后，天文学家霍夫迈斯特（Hoffmeister）总结了这类工作，得出结论是：椭圆抛物线和双曲线轨道的分布数关键地取决于彗星初始速度分布函数，也与是否考虑太阳自行有关，考虑自行时双曲线轨道占多数，否则椭圆轨道为主。

英国天文学家里特顿（R. A. Lyttleton）认为彗星形成于恒星际物质被太阳系俘获的过程中，且此过在继续着。他用Bondi和Hoyle的吸积理论，假定太阳经过一个均匀的恒星际尘埃云，吸积了云中不受辐射压力作用的粒子，这些粒子变为以太阳为焦点的双曲线运动，从太阳奔赴点看，这些粒子轨道相交叉于太阳背后一条线上，它们发生非弹性碰撞而团聚，成为彗星。下图为这一过程的示意图（截面），星际云以初速的双曲线进入太阳系，沿轴发生轨道交叉，在日心距（为太阳质量）以内，碰撞粒子流向太阳运动，以外粒子流向外运动，由于非弹性碰撞，粒子失掉部分动能，轨道从双曲线变为抛物线或椭圆，从而导致彗星轨道分布情况。天文学家格辛（Gething）和麦克雷（MoCrea）把这一理论推广到不均匀星际云，也得到同样结论。然而，吸积理论还涉及许多复杂问题，而且这种粒子团是否就是彗星仍有异议。

太阳系内起源理论

1950年以来，荷兰天文学家简·奥尔特（Jan Hendrik Oort）统计了长周期彗星轨道半长径倒数的频数分布。1965年，他用43颗改正行星摄动的彗星原来轨道值，取间隔为0.00005统计各间隔内的彗星数目，发现在至0.0001的彗星最多（23颗）。统计结果表明，彗星不是来自恒星际，而是来自30000至100000个天文单位处，考虑到彗星轨道倾角范围大，简·亨德里克·奥尔特认为太阳系边远区有个球对称区域的彗星库——称为奥尔特云。

为了解彗星轨道特性，简·奥尔特分析了恒星摄动、行星摄动、太阳辐射对彗星的蒸发瓦解三种作用对彗星轨道的影响。恒星摄动导致彗星轨道随机分布，说明彗星云的球具有对称性；恒星摄动使少数（约10万分之一）星进入内太阳系，成为观测到的“新” 彗星，从彗星的观测数目估计彗星云共有10 11 量级颗彗星，总质量约为地球质量的1/100至1/10。根据天文学家范沃康（Van Woerkom）行星摄动研究，简·亨德里克·奥尔特统计分析得出，约一半“新”彗星会沿双曲线轨道逃离太阳系，另一半运行在远日距10000个天文单位的椭圆轨道上，公转周期约400000年，后来因过近日点发生的弥散，导致各间隔的彗数目相同。由于彗星被太阳蒸发瓦解，大的彗星数目减少，从而也表明彗星既不起源于恒星际，也不起源于木星，大行星（主要是木星）摄动使长周期彗星变为短周期彗星。

1951年，荷兰裔美籍天文学家杰拉德·彼得·柯伊伯（Gerard Peter Kuiper）提出存在另一种距离稍近一些的充满了彗核和冰星体的地区，这一区域与遥远的奥尔特云不同，被称为柯伊伯带。杰拉德·彼得·柯伊伯的太阳系起源学说认为，太阳星云中土星以外区域先形成许多富冰星子——彗体，它们大部分聚集成天王星和海王星，有些聚集成彗星；天王星和海王星摄动残余彗星，使其中有许多进入内太阳系，有些又被行星（尤其是土星）俘获或落到太阳上，有些存留下来，还有一些被抛远到彗星云或逃离太阳系。他认为海王星之外约在40至50个天文单位处有彗星环带，那里的彗星是观测不到的，但它们对海王星的轨道运动有摄动效应（这种效应不能归因于小质量的冥王星），也改变着长周期彗星轨道。从哈雷彗星轨道（其远日点在海王星与冥王星轨道之间）摄动估计出彗星环带质量比地球质量小。

20世纪60年代，天文学家卡米隆（A.G.W.Cameron）发展了大质量星云说，认为在星云盘演化中，盘半径很大，90%的盘物质在海王星区之外，其中大部分要逸散到空间，这对几百个天文单位处形成的圆轨道天体有影响。在远离太阳的盘区，温度低，密度小，因而形成低温恒星际颗粒的聚集物，可能是在盘物质开始逸散和湍流消失过程中，恒星际颗粒沉降到盘中面，由于引力不稳定性而形成聚集物，其质量约10 16 克，这就是彗星。

科学探测

20世纪80年代开始发射探测器对彗星进行空间探测。1985年，美国国家航空和宇航局发射的国际彗星探测器穿过贾科比尼—津纳彗星的气体彗尾，实施了彗星的首次太空探测计划。1986年，在哈雷彗星回归期间，共发射了5艘探测器其进行了空间探测，由此第一次获取了彗核的结构以及彗发和彗尾的形成机制的观测数据。其中“ 乔托号 ”探测器是第一个近距离获取彗核彩色成像的探测器。1999年，“ 星尘号 ”探测器发射升空。2001年，“星尘号”探测器飞临周期彗星怀尔德2号附近，用特定研发的设备俘获了彗星挥发的尘埃物质。之后，“星尘号”于2005年携带彗星尘埃存储器回归地球。之后，美国进行了星尘后继计划，它是“星尘号”的后续计划，目标天体仍是坦普尔1号，飞越彗星的时间是2011年2月14日，距离替星的最近距离是178千米，其主要科学目标是，加深对彗核表面过程的认识。

2005年1月，美国航空航天局发射了“ 深度撞击号 ”探测器，它于同年7月飞临周期彗星坦普尔1号，释放重量372 千克的金属锤，以20千米/秒的相对速度撞击彗核，实现了深度撞击彗星，以期了解彗核地表下层的状况。之后，美国宇航局发射了EPOXI飞船，它是美国深度撞击号计划的扩展计划，目标是探测彗星哈特雷2号。EPOXI飞船于2010年11月4日近距离掠过哈特利2号彗星，并拍摄了清晰的彗星图像。

此外，2004年3月2日“ 罗塞塔 ”探测器发射升空，这是由欧洲航天局发射的人类第一颗既轨道环绕彗星又在彗星表面着陆的探测计划，包括“罗塞塔”轨道器和“韭菜”登录器两部分。8月6日，“ 罗塞塔 ”探测器与丘留莫夫－格拉西缅科彗星会合；9月10日，它开始进入距彗核 30千米的环绕彗星飞行的轨道，“罗塞塔”轨道器环绕彗星飞行17个月，并观测彗星从较冷的区域向太阳靠近的过程中活动性的变化。2014年11月12日“韭菜”登录器成功在星67P上实现软着陆。2015年12月任务计划结束。截至2022年，已发射14艘探测器对彗星进行了空间探测。

命名规则

在1995年前，彗星是依照每年的发现先后顺序以英文字母排列，给它一个临时代号，即在公元历年份后面按排序加上英文字母a、b、c等，如1984年发现第一颗彗星就命名为1984a；1984年发现的第二颗彗星就命名为1984b，按此类推。经过一段时间观测，确定这些彗星的轨道之后，就以这一年里这些彗星过近日点的先后次序，给它一个正式的代号，即在公历年份后面加上以罗马数字的Ⅰ、Ⅱ、Ⅲ、Ⅳ等，如1994年经过观测确定的第一个过近日点的彗星就命名为1994Ⅰ。一颗彗星的临时代号是在被发现之后不久就得到，而它的正式代号往往是在发现之后一、二年才得到。

除了临时代号和正式代号之外，彗星都有一个专门名称。彗星的轨道算出来之后，如果这是一颗前所未见的新彗星，发现者有权给它一个名称，而这名称一般是以发现者或对其研究有重大贡献的科学家的名字来命名的，一颗彗星最多只能冠以三个发现者的名字。如果是一颗以前发现了的彗星的又一次回归，就沿用它的老名称，而不再另起新名称。例如由美国天文爱好者麦克霍尔兹目视、日本天文爱好者藤川繁久和岩本雅之摄影发现的彗星 C/2018 V1也叫作Machholz-Fujikawa-Iwamoto ；以颗彗星轨道的计算者的名字命名的彗星有哈雷彗星，它是根据计算出其轨道的英国天文学家埃德蒙多·哈雷的名字命名的，而不是这颗彗星的最早发现者。

1995年1月1日起，国际天文联合会参考小行星的命名法则，以编号作为彗星的名字。编号最前面的字母表示彗星的性质，意思分别为：A可能为小行星；P确认为短周期彗星（周期短于200年的彗星），当其再次回归时，会在P前面加上周期彗星表编号，如池谷张彗星（小行星4037 —张彗星）；X表示尚未算出轨道根数的彗星；C表示长周期彗星（周期为200年以上）或非周期彗星，如海尔-博普彗星为C/1995 O1；D代表不再回归或可能已消失了的彗星，如舒梅克-列维九号彗星为D/1993 F2。如果彗星分裂成两个及以上的彗核，就在编号后加上-A、-B等字母做区分，如施瓦斯曼—瓦赫曼3号彗星为73P-C 。

彗星名字中编号后面的字母和数字是表示彗星被发现的时间。以半个月为单位，用除字母I和Z以外的24个大写字母按顺序编号，E即3月份上半月。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顺序。比如彗星C/2018 V1，表示2018年11月上半月发现的第一颗彗星。

起源

彗星的起源是个未解之谜。有的认为，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；也有的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。

形成时间

对于彗星的形成时间问题，有两种观点：一种观点认为，彗星的形成过程早已完成了，它很可能像太阳系其他成员（行星、卫星和陨石母体等）一样，是在46亿年前形成的；另一种观点则认为，彗星的形成过程并没有结束，仍在继续，即有些是早形成，有些是晚形成的，但这种说法缺乏观测依据，因为还没有观测到处于形成过程中的彗星。

物质来源

关于彗星的形成物质问题，有两种看法：一种认为彗星是由恒星际物质形成的；另一种认为是由太阳系物质形成的。

彗星的恒星际起源理论是由科学家皮埃尔-西蒙·拉普拉斯（Pierre-Simon Laplace ）首先提出来的，以后又有许多人加以改进和发展。其观点是：彗星先在恒星际形成凝聚体，然后被太阳引力俘获到太阳系中来。他们先后考虑到恒星际凝聚体（彗星）相对太阳的速度分布、太阳的运动等因素，然后计算被俘获到太阳系内的轨道分布，再和观测到的情况对比，这在某些方面有些是符合的。后来，总结得出，椭圆、抛物线和双曲线的相对数目跟计算所取的因素有关，说明计算与观测轨道分布对比不能提供彗星起源于恒星际的证据。但从彗星的物质组成来说，这一理论是正确。不过，这个理论没有详细的阐述彗星在恒星际凝聚的具体过程。另外，恒星际的物质极其稀疏，没有条件形成凝聚体。

英国天文学家里特顿也主张彗星是由恒星际物质形成的，但不是在恒星际，而是在太阳系内，即太阳系在运动中通过恒星际，恒星际物质或说是宇宙尘埃在太阳引力的作用下，使一些质点运动，开始时它们的轨道是以太阳为焦点的双曲线。之后这些质点的轨道在太阳运动的后方交叉，发生碰撞结合，结合的团块成为彗星，碰撞中消耗掉部分动能，最后结果使轨道成为抛物线和椭圆。从理论上说这种俘获是可能的，但问题在于碰撞时动能变为热能，会使挥发物蒸发，从而难以解释有些彗星含有丰富的挥发物形成的彗尾。

认为是由太阳系物质形成的说法分为两种观点：一种观点认为原始太阳星云中的物质先形成行星，残余的物质后来又形成了彗星；另一种观点认为是由行星或卫星抛出的物质形成了彗星。观测表明，彗星含有丰富的挥发物，水冰和二氧化碳冰，它们是在低温条件下形成的。这一结果没有说明彗星是由太阳系物质组成的，反而说明了彗星是在恒星际形成的。由于彗星（尤其是彗核）的化学组成尚缺乏准确的资料，而原始太阳星云的化学元素的相对含量（丰度）和恒星际物质的丰度基本相同，使得问题复杂化，有待科学的考证。

形成方式

太阴星爆炸以后，温度很高、密度很小、含挥发性物质较多的原始彗星云团便被强劲的太阳风以及强大的爆炸冲击波吹向了遥远的太阳系边缘。彗星云团飘离太阳星越远，彗星云团周围的温度越低，彗星云团的温度下降的也就越。原始彗星云团中含有很多种具有不同凝固点的物质。由于彗星云团中的易凝固物质比较少，彗星云团的温度又下降得特别快，而且是一边快速向太阳系边缘前进一边快速冷却凝固的，所以彗星核是由彗星核的中心开始“由里向外”逐层固化的。

由于彗星云团中的铁、含量较少而无法形成一个比较纯净的铁、镍星核，所以彗星云团中的少量铁、镍便与彗星云团中的镁、钙、硅、铝、氧等元素一起形成了以橄榄石为主要成分的橄榄岩中心。因为彗星核是在彗星云团不断远离太阳星的过程中在不同的时间内由具有不同凝固点的物质先后分层凝结而形成的，所以最先凝结的以橄榄石为主要成分的矿物质便自然成为彗星核最早的核心，后来陆续形成的晶体便依次包裹在先前形成的彗星核表面，形成一个由不同凝固点及不同密度的物质在不同的时间、不同的温度、不同的区域内陆续凝结而成的“洋葱头”式多层彗星核。彗星核的最里面是以铁、镍或铁、镁橄榄岩为主要成分的星核中心，外面为各种硅酸盐固体包层，再外面便依次是水冰、氨冰、干冰、甲烷冰、氮冰等挥发性物质在温度逐渐降低的过程中先后陆续凝结而成的各种冰物质包层。彗星核由里向外，物质的液化点和凝固点依次降低，物质的密度依次变小，物质的挥发性依次增强。彗星核的最外面则是被彗星核吸附在表面的一些极难液化的氢气、氨气、一氧化碳等气体。如果彗星云团的温度继续降低，一氧化碳等气体也会凝结成冰并附着在先前形成的彗星核表面。

彗星来源

奥尔特云是一个理论上的球形云，环绕太阳系，被认为是长周期彗星的来源，是大行星之外的遥远空间的一个巨大的彗星储存库。奥尔特云大约在46亿年前与太阳和太阳系行星一起出现的，大行星形成时，它们的引力将大部分彗星弹射到宇宙空间，由此形成了奥尔特云。奥尔特云由数万亿个在不同轨道上运行的小冰体组成，这些天体（大部分小于100千米）含有多种冰物质，如水、甲烷、乙烷、一氧化碳、氢氰酸和氨，它们一起形成一个“天体云”，总质量是地球的10到100倍。奥尔特云大概包含了6万亿颗彗星，从太阳到它的外边缘估计比地球与太阳之间的距离远100000倍。在这如此遥远的距离，太阳引力的作用显得微乎其微，以致彗星很容易受到路过的恒星或银河系自身引力变化引起的扰动。当彗星受到扰动时也许会落入深空，或者朝太阳飞去。从奥尔特云飞向太阳的彗星最终在一条狭长的环绕太阳系的椭圆轨道上运行，它们被称为长周期彗星。

柯伊伯带是指海王星轨道外，离太阳30至50个天文单位处存在的彗星环带，是比冥王星绕太阳轨道更远的一个带状区域。处在柯伊伯带上的天体被称为柯伊伯带天体。定期出现在内太阳系的短周期彗星就是来自柯伊伯带的。柯伊伯带中的300多个冰状天体——柯伊伯带天体已被发现。冥王星和它的卫星查龙实际上是大个的柯伊伯带天体，假如它们接近太阳，就可能变成巨大的彗星。柯伊伯带离太阳的距离比奥尔特云近得多。它起始于海王星轨道之外，延伸至距太阳大约120亿千米的地方，大概是太阳到冥王星距离的两倍。偶尔，柯伊伯带天体受到海王星引力的扰动进入内太阳系，变成拖着长尾巴、发光的彗星。

结构

彗星由彗头和彗尾组成。彗头包括彗核、彗发和彗云三部分，彗尾包括尘埃尾和离子尾两部分。

彗头

彗核是彗星最中心、最本质、最主要的部分，常被称作脏雪球，是由固体，由石块、铁、尘埃及氨、甲烷、冰块组成。彗星的直径一般约为几千米，大的彗核直径有达十几千米的，也有些小彗核直径只有几百米的。当彗星离太阳很远时，基本是赤裸的彗核，太阳辐射照射彗核表面，被吸收的能量部分地转化为彗核的热辐射，小部分用于加热彗核表层及蒸发。彗核加热不均匀可导致新生成的气体打破彗核表面比较脆弱的点，这些气体和尘埃的流动可能引起彗核的自旋，甚至使它分裂。覆盖在大部分冰核心外面的是尘埃和岩石组成的黑色外壳，只有当彗星外壳上的孔洞朝向太阳时，内部才会被阳光加温，气体才会被释放出来。

彗发是彗核周围由气体和尘埃组成的星球状的雾状物，是由于彗星在绕太阳的轨道上运转，并接近太阳时，太阳的热量使彗核物质熔解并升华为气体所形成的。彗发的直径常达几十万千米，甚至大到100多万千米，也有只有几万千米的小彗发。彗发的体积是不固定的，它是随着与太阳距离远近而变化的。当离太阳遥远时体积小，当到达与太阳距离1个天文单位时，体积最大，平均密度小于地球大气密度的十亿亿分之一（约1g/cm 3 ）。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、、纳等，还发现有比较复杂的氢氰酸和甲氰等化合物。这些气体以平均1至3千米/秒的速度从中心向外流出。

彗云又称为氢云，是在彗发外由氢原子组成的云，是彗星吸收了紫外光后，经过化学反应放出的氢气，当它逃逸出彗星的引力后，就形成彗云。彗云的体积很大，直径可达100万至1000万千米，是稀薄的中性氢的包层。彗云的辐射被地球大气所吸收，所以在地球上看不到。但是有的彗星是没有彗云的，那么彗头的大小，就是彗发的大小；对于有彗云的彗星来说，它的彗头直径就是彗云的直径。

彗尾

彗尾是彗星接近太阳时彗头的蒸发物，受太阳风的作用在背向太阳方向形成一条或数条长长的尾巴。彗尾在彗星接近太阳大约3亿千米（2个天文单位）时开始出现，并逐渐由小变大变长。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，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，有的甚至可以横过半个天空。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，彗尾可以分为尘埃彗尾和离子彗尾两大类。每颗彗星的气体和尘埃喷流形成的彗尾都是独特的，指向的方向也都略有不同。一般一颗彗星有两条以上的不同类型彗尾。

尘埃彗尾是指在太阳光子的辐射压力下推斥微尘而形成的彗尾。当大小不同的尘埃，受太阳光压的作用不同，得到的加速度及所走的路程也不同。其中微粒较大的就形成彗尾中弯得较大的Ⅲ型彗尾，粒子较小的就形成弯曲较小的Ⅱ型彗尾。大小不等的粒子混在一起，就形成又宽又弯的尘埃彗尾。这种彗尾只反射太阳光而发出黄色光。尘埃彗尾会被拖曳在彗星轨道的后方，它经常会因为曲线的形状而形成反尾，称为反常彗尾。这种彗尾是朝向太阳系方向延伸的扇状或长钉状。

离子彗尾是指由太阳紫外线辐射对彗发产生光电效应而形成的彗尾。离子彗尾比较直，细而长，因此又称为“气体彗尾”或Ⅰ型彗尾。彗尾一旦质点被游离，会获得净值为正的电荷，并且产生“诱导磁场 ”包围着彗星。彗星和诱导磁场对向外流动的太阳风粒子形成一个障碍，彗星在轨道上相对于太阳风的速度是超声速的，因此在太阳风流动方向的彗星前端形成弓形激波。在这个弓形激波中，彗星高浓度的离子（称为“吸合离子”）聚集并载入活动中的等离子与太阳磁场，而这些场线披覆在彗星的周围形成了离子尾。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，并由于一氧化碳成分居多数而发出蓝色光。其永远都指向背向太阳的方向，因为这些气体受到太阳风的影响远比尘埃来得强烈，跟随的是磁力线，而不是轨道的路径。

分类

按照轨道周期划分

按照彗星轨道周期，可以将彗星分为周期彗星和非周期彗星。

周期彗星

根据彗星轨道周期是否小于200年来区分，可以分为长周期彗星和短周期彗星。

长周期彗星是指周期范围为200年至数千年乃至百万年，有较高的离心率轨道的彗星。在近日点附近时，离心率大于1并不一定意味着这颗彗星会逃离太阳系。

短周期彗星是指周期短于200年的彗星，这些彗星的轨道通常在黄道的上下，并且运行方向与行星相同。轨道的远日点通常在外行星的区域（木星或木星以外）。

短周期彗星又可进一步分为木星族彗星和哈雷型彗星。在短周期彗星中，周期短于20年和低倾角（不超过30度）的被称为木星族彗星。与哈雷彗星类似，轨道周期在20至200年之间，轨道倾角从0至超过90度的，称为哈雷族彗星。截至2017年，有89颗哈雷族彗星被观测过，而木星族彗星则有557颗。

非周期彗星

非周期彗星指没有周期性的彗星，也被称为“一次回归的彗星”，即终生只能接近太阳一次，而一旦离去，就会永不复返。非周期彗星的轨道形状为抛物线或者双曲线，因此根据彗星的轨道形状，可将非周期彗星分为抛物线轨道彗星和双曲线轨道彗星。

按照大小划分

根据彗星大小划分，可分为大彗星和小彗星，其实大小是相对的。所谓的大彗星是指到达近日点附近时，亮到用肉眼就能直接看到的彗星。一般而言，有巨大或活跃核心的彗星，如果与太阳的距离足够近，从地面观察时在最亮的时刻又没有被太阳遮蔽掉，它就有机会成大彗星。大彗星的定义是主观的，但无论如何，能够被称为大彗星的一定是亮到用肉眼就能直接看到它。大多数彗星都不能亮到肉眼可以直接看见的程度，它们在进入内太阳系后除了天文学家之外，也没有人看过它们。

独立类别

主带彗星

主带彗星是指在更靠近太阳的小行星带的主带内运转的彗星，是一种比较罕见的彗星。不同于多数彗星的轨道多半在接近木星或距离太阳更遥远的距离上，主带彗星的轨道接近圆形，并且在小行星带的主带内。因此很难从轨道上的特征与许多标准的小行星区分出来。即使有一些短周期彗星的轨道半长轴在木星轨道之内，和主带彗星仍有所不同，因为主带彗星的离心率和轨道倾角都与主带内的小行星相似。最初知道的三颗主带彗星轨道都在主带外缘的内侧。

掠日彗星

掠日彗星是指近日点极为接近太阳的彗星，有时其距离可接近至太阳表面仅数千千米。较小的掠日彗星会在接近太阳时被完全蒸发掉，而较大的彗星则可通过近日点多次，但是太阳强大的潮汐力通常仍会使它们分裂。

不寻常的彗星

不寻常彗星是指有着独特特点的彗星，是形状独特，喷发物独特等彗星。如乙醇彗星，在活跃期间每秒可喷射20吨含有乙醇的液体；施瓦斯曼—瓦赫曼1号彗星的光度通常维持在16星等，会突然地增光和爆发，这会导致彗星的光度增加1至4星等，这种现象发生的频率为每年7.3次，在一或两周后就会减弱；苏梅克—列维9号彗星拥有多个内核，其总长度达50角秒，以及达10角秒宽，它并非围绕太阳，而是绕木星公转，其远木点为0.33个天文单位，公转周期为2年，轨道形状也极为椭圆，离心率达0.9986 。比拉彗星是一颗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日通过近日点，最大亮度达到了-3等，甚至在白天也能以肉眼观测到，彗尾呈现扇形，其中带着淡红色的尘埃尾长度达到30至35°；池谷·关彗星视星等达负11等，比满月的光度还要光60倍，在白天也能看见它在太阳隔邻。

性质与特征

物化性质

连续光谱

彗星中彗核和彗头的光谱，具有很弱的连续光谱背景。在彗核的连续背景上，因为固体核周围有几百千米厚的气体，含有甲烷分子，波长在4313埃和4050埃左右，会出现三碳化合物和甲的强发射亮带。在彗头中，发现了比三碳化合物要稳定些的羟基分子光谱以及亚氨基、氨基、甲烷、双原子碳和氰基的光谱，特别是双原子碳和氰基的发射亮带，一直到彗头的边界还存在。基尾的光谱和彗头并不完全一样。对于气体捧尾，氮气和一氧化碳分子从核中“蒸发”出来，跑到基尾中去，在那里由于物质更加稀薄，在太阳光的作用下，被电离了。因此，在彗尾光谱里出现的，是连续光谱，再加上和的发射亮带。对于尘埃彗尾，光谱是连续背景，再加上吸收线，没有任何气体发射亮带，这种光谱显然是太阳光谱的反映。

红外、紫外和射电辐射

彗星不仅有可见光辐射，而且还有红外、紫外和射电（无线电波）辐射。

彗星红外辐射的特征有：光谱的近红外区和可见区有辐射能量最大值的峰，它属于散射的太阳光，并随彗星远离太阳而变弱；光谱红外区还有一个很宽的峰，它属于彗发中尘埃的热辐射，也随彗星远离太阳而变弱，同时这一谱峰有长波位移，因此发出热辐射的尘埃变冷；在波长10微米和18微右有金属硅酸的发射特征。

彗星气体在紫外光谱中有许多发射线和发射带。彗星的近紫外（波长3100埃以上）辐射可在地面观测到，而由于大气的吸收，远紫外（波长小于3100埃）辐射，则需要用高空气球、火箭、人造卫星、宇宙飞船才能观测到。

彗星的射电观测分三个方面：线谱、连续谱和雷达观测，跟红外观测类似。彗星在不同波长的连续谱可用于推求彗星质点的性质。在观测到的两颗有连续射电彗星中，一颗是科胡特克彗星在被长3.7厘米、2.8厘米、4.1毫米和1.4毫米附近的连续射电；另一颗是威斯特彗星在波长3.7厘米附近的连续射电。

磁场

彗星有磁场存在，它不仅限制了彗尾的宽度，还能使彗尾呈明晰的边缘或出现螺旋状结构和射线的波浪形起伏。另外，磁场还能使彗尾呈现出明显的中央部分，这种中央部分在彗星中是普遍存在的。根据彗尾的宽度可计算磁场的强度，彗星磁场只有百万分之一高斯，与地球赤道表面磁场强度0.32高斯比较起来，彗星磁场是相当弱的。研究发现，如果彗尾扫过地球，可能会引起地磁的变化。

亮度

人类在地球上看到的彗星的亮度称为“ 视亮度 ”。这个亮度同彗星和太阳的距离有关，也同彗星和地球的距离有关。为了比较各颗彗星的亮度，规定以彗星离开太阳和地球都是一个天文单位的亮度作为彗星的绝对亮度，用绝对星等表示。

彗星的视星等观测比恒星的视星等观测要困难和复杂得多，这是因为：恒星是“点光源”，而彗星是“面源”，又不像行星那样有明锐边缘，彗发和彗尾很弱漫，而彗核的视角径很小，又包裹在亮的彗发内。彗星的亮度与日—彗距、地—彗距，位相角有关。一般可用下式表述彗星视亮度的变化规律：，式中，和为距离的函数；在位相角的20°至140°范围内，，通常采用下面公式拟合观测：，式中，由观测来确定。为了比较，常归算到天文单位时，即是彗星的本身亮度，或者把它改写为星等形式：；，称为“ 绝对星等 ”。彗星的值一般为-2至12，多数为2至8，平均值约为4，的偶尔极端值是因为范围小而使得值对亮度变化（尤其是爆发）很敏感。彗核的亮度（星等）常可以拟合为。

很多彗星发生短时间大为增亮现象称为亮度爆发或简称爆发。彗星亮度爆发时亮度一般增强6至100倍，持续时间为3至4周，往往伴随有彗核抛出物质喷流，有时形成圆形或卵状，乃至不对称的气壳，膨胀速度为几百千米/秒，达1万千米。亮度爆发也常伴随着彗核分裂。亮度爆发与日—彗距没有什么关系，大多数彗星都有过亮度爆发。

彗星亮度爆发的几种可能机制：第一，彗核表面下的挥发物升华而形成气囊，到一定时候爆裂而抛出气体和部分表面物质；第二，涉及自由基（氰基、羟基、氨基）的爆炸性化学反应；第三，非结晶冰发生相变而转化为立方冰晶时，体积改变，造成应力而使彗核破碎；第四，行星际的砾石撞击彗核而抛出物质；第五，彗核内的放射衰变加热、太阳辐射的强激波等原因导致警核分裂；第六，彗核深处的挥发物耗尽，导致外壳收缩和部分破裂，抛出气体和尘埃；第七，彗星靠近太阳或木星，被引潮力撕裂。总之，彗星爆发机制仍是未完全解决之谜，可能几种机制共同作用。

特征

发光来源

彗星的发光有两个来源。被稜镜分解得来的彗尾光谱里有明亮的光带，上面重合着比较暗淡的连续光谱。这连续光谱上具有太阳光谱的吸收线（这种吸收线，在彗星离太阳为3个天文单位时就出现），这说明这一部分的彗星光的来源，是由于它的气体和固体质点反射的太阳光，而且越接近彗核的光，它的强度越大。

彗星的气体分子发光，同太阳的紫外辐射也有着密切的关系。气体分子吸收太阳的紫外辐射而获得了能最，从低能级激发到高能级，当它再跃迁到基态能级时，发出与吸收时相同频率的辐射，因而在光谱上出现发射光谱带，这就是彗星的气体分子受到太阳紫外辐射激发而发光的原因。这种辐射在物理学上叫做“ 共振辐射”，共振辐射是一种最简单的荧光现象。太阳的紫外辐射激发彗星气体发光的这种作用，就叫荧光作用。

物质成分

彗星的化学成分观测的是彗发和彗尾的光谱，其特征是连续光谱背景上有许多分子、原子和离子的发射线或发射带，说明彗发是由尘埃（散射太阳光的连续光谱）和一些分子、原子和离子（发射线、发射带）组成的。光谱观测又从可见光波段扩展到紫外、红外和射电波段。考虑到化学过程，彗星的主要成分是水，其次是二氧化碳，红外光谱有硅酸盐的发射特征，识别出的彗星成分如下表。

质量和密度

大彗星的质量一般是在1000亿吨至1亿亿吨左右，有些彗星的质量要小很多，有的只有几十亿吨，有的甚至只有几百万吨。彗星的质量大部分集中在彗核部分，平均密度约1g/cm 3 ，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，彗头和彗尾都是由气体和稀疏的粒子组成的，而且是在极度稀薄的状态下，所以质量极小，一般只占整个彗星质量的百分之一至百分之五左右。彗头和彗尾的密度不超过10 -19 g/cm 3 ，大概只有空气密度的十亿亿分之一。

轨道

彗星是太阳系的一种轨道偏心率高，与黄道面的转轴倾角任意，绕太阳随机方向运行的小天体，既有自西向东顺行的，也有南北向垂直走的，还有像哈雷彗星那样逆行的，运动方向各不相同。彗星轨道是由其偏心率决定的，有三种轨道，即椭圆轨道抛物线轨道和双曲线轨道。

椭圆轨道

椭圆轨道是指偏心率小于1的彗星轨道。当彗星椭圆轨道的偏心率接近1时，就是个拉得很长的椭圆，近日点和远日点的距离可以相差好几十倍；有的彗星轨道的偏心率不大，只有0.11、0.14等，这样的椭圆轨道近似于圆。沿椭圆轨道运行的彗星为周期彗星，短周期彗星的偏心率一般都很小，轨道平面与地球轨道（黄道面）很相近，与地球及行星的运动方向一样，由西向东顺行。相反，长周期彗星的轨道面并不限制在黄道面附近，与黄道面的夹角是任意的。已计算出轨道的彗星中，约40%是椭圆轨道。

抛物线和双曲线轨道

抛物线轨道是指偏心率等于1的彗星轨道；双曲线轨道是指偏心率大于1的彗星轨道。一般说来，它们来到太阳附近、经过近日点后一旦离去，就永不再回来了。它们都是非周期彗星。它们有可能来自遥远的宇宙空间，是偶然闯进太阳系的，不能算是太阳系的成员。已计算出轨道的彗星中，抛物线轨道和双曲线轨道的分别为49%和11%左右。

通过研究发现，彗星轨道并非一成不变，在木星等大行星的摄动影响下，周期彗星可以改变为非周期彗星，反过来也一样。另外，在彗星百十年周期中很接近太阳的那一段轨道上，只对它进行了短时期的观测，而大偏心率的椭圆轨道与抛物线和小偏心率的双曲线轨道，有时很难从短时期的观测中精确测定，完全有可能被定为双曲线和抛物线轨道的彗星，实际上是偏心率极大、周期极长的椭圆轨道彗星。

模型

彗星的现象复杂，变化无常，同一颗彗星有不同的形态，不同的彗星差异也很大。各国天文学家在探索和研究彗星的本质（特别是彗核）中，相继提出不同的彗核模型，一种是沙堆模型，另一种是冰冻团块模型。

沙堆模型

沙堆模型是在20世纪初提出，到20世纪50年代也有几种不同的说法，共同认为彗星的彗核与彗发是个整体结构，是一团固体粒子组成。彗核部分比较致密，但也不是整体，而是由沙粒、石块、冰块和一些金属块等固体粒块独自绕太阳公转。因为各粒块公转轨道很接近，又有向中心密集的趋势，形成一个云雾状的弥漫核心。这类理论假定固体粒子是在太阳系外形成的，包含有星际物质。当在近日点时，由于各个粒子的轨道有相交的现象，并且互相碰撞以致破裂，所产生的细尘粒子就被太阳辐射向外推出，形成尘埃彗尾，少部分粒子则在碰撞中被蒸发成气体，变成气体彗尾。这类模型比较全面地把彗星的起源及消逝等概念分析出来，也可以解释彗星分裂形成流星群等现象。但是有些问题又解释不了，如彗星的大气层和彗发的形成、彗核分裂和爆发活动以及非引力效应产生的原因等。

冰冻团块模型

冰冻团块模型又称“脏雪球模型”，是在20世纪50年代，由美国天文学家惠普尔（Whipple）正式提出的。这个模型认为彗核是由冰冻的固态气体分子（有水汽、氨气，甲烷，二氧化碳和氰气等）夹杂细尘粒组成，整个彗核是松散的，后来，苏联天文学家威斯萨耶斯基（Wissayersky）及莱文（Levine）加以发展，提出彗核是不良导体，当彗星接近太阳三个天文单位时，只有彗核表层受热被蒸发升华为气体，而内部受热却很慢，仍旧保持冰冻状态，因此彗星的寿命可以维持几千个、甚至更长的公转周期。由于固态气体的性质不同，当接近太阳几个天文单位时，首先向外蒸发的物质是甲烷，到火星附近则为二氧化碳和氨气，当彗星接近近日点时，氰气及水汽也都受热而蒸发。这样各种气体混杂一起向外逸出膨胀，同时微尘也被斥力所推出，逐渐形成彗发和彗尾。彗星每回归太阳一次，总要消耗许多物质，大约不到1%。除此之外，彗核本身还有自转，周期为数小时，在彗星自转以及各层热传导的时间滞延，气体不对称地放出，产生了“火箭效应”（即“非引力效应”），这样可以解释恩克彗星的加速（或周期缩短）和阿雷斯脱彗星的减速现象。

观测与探测

彗星每年会出现1到20个，平均6、7个，其中两三次是重现的，但有时一年内1个彗星都没有，如1948年没有出现1个彗星。从公元前2316年到18世纪末，全世界各地记录下来的彗星共982个，其中30个是重现的。1810年到1973年出现876个彗星，其中351个是重现的。到1973年被人们观测到并记录下来的彗星共1500多个。截至2023年，已经发现的彗星有4446颗，而根据科学家推测，在奥尔特云附近，约有一兆颗（1后面12个0）彗星。

观测方法

为了发现和观测彗星，多采用强光力的反光镜 ——寻彗镜，作为工具，彗星的观测方法主要有目视观测、照相观测和光电观测三种。

目视观测可以进行的工作有：用专门的测微器测定彗星的位置和估计彗星的大小；用目视光度计测定彗星的亮度；或直接从望远镜中对彗星和附近星等已知的恒星进行比较，以定出彗星的亮度。目视观测对于研究彗星的某些迅速的变化，是特别有利的。此外，还由于人眼和照相底片的分光灵敏度不同，由目视和照相得到的彗星的形状、大小和结构有时会很不一样。因此，在彗星的全面研究中，目视观测是不可缺少的。

照相观测方法包括用强光力的天体照相仪拍摄彗星的照片和用摄谱仪拍摄彗星的光谱，对于某些微弱的彗星，拍照时往往需要使望远镜跟着彗星运动。在这种照片上，彗星的象很清晰，而恒星却成为一条条的短线。彗星照片拍得后，便可利用测定彗星的亮度，以及彗星的位置。

光点观测就是利用电子光学变换器、无线电方法等来研究彗星，从而扩大了研究彗星的波段。

彗星探测

从地球上研究彗星的核是困难的，因为它们深藏在发光的彗发里面。因此，深入观察彗星的惟一办法就是派空间探测器进入彗发。截至2022年，已发射14艘探测器对彗星进行了空间探测。

“乔托号”是一艘欧洲航天局发射的彗星探测器，主要任务是在1986年哈雷彗星接近近日点时对它进行观测研究，包括获得彗星核的第一个特写图像，确定元素和同位素组成，研究彗星大气层，测量彗星尘埃粒子，研究彗星与太阳风带电粒子之间的相互作用。

从“乔托号”探测器拍摄的照片得知，哈雷彗星的彗核形状类似花生，长15千米，宽7至10千米。彗核只有10%的表面有地质活动，且在面向阳光的那一面至少有3个喷射孔位。经过分析后得知哈雷彗星约在15亿年前形成，所以挥发性的物质（主要是冰）已经凝结成星际彗星粒子。哈雷彗星喷射出的物质中有80%是水，10%是一氧化碳，2.5%是甲烷与氨的混合物，其他则是烃、铁及钠。每秒从哈雷彗星喷射出的物质大约有3吨，分别从7个喷射孔喷发出来，并导致彗星在运行时会晃动。，同时，还发现哈雷彗星的彗核比煤炭还黑，表示它被一层厚实的尘埃所覆盖。彗核的表面相当粗糙且多孔，整体的密度约0.3g/cm 3 。由哈雷彗星喷射出的物质大约只有香烟烟雾粒子般大，质量从10 -20 千克到40 -3 千克不等。

“ 星尘号 ”是美国发射的一颗彗星探测器，主要目的是飞到怀尔德2号彗星附近，收集尘埃颗粒，并将这些样品带回地球，在地球的实验室里进行深入的分析。“星尘号”探测器于1999年2月9日由美国航空航天局发射升空，经过46亿千米的旅行，在飞越彗星时从彗星彗发收集到彗星尘埃样品，拍摄了详细的冰质彗核图片。2006年1月15日凌晨，“星尘号”探测器返回舱在美国犹他州大盐湖沙漠着陆。返回舱的速度达到12.9千米/秒，是进入大气层最快的人造飞行器。犹他州西部和内华达州东部可以观测到巨大的火球和音爆。这是首次收集彗星尘埃抽样返回任务，带采样返回地球。

从“ 星尘号 ”带回的样品分析发现：广泛的有机化合物，包括两种含有生物可利用的氮的化合物；具有较长链长度的本土脂肪族碳氢化合物，其长度比分散的星际介质中所观察到的要长；丰富的非晶硅酸盐，如橄榄石和辉石，证明与太阳系和星际物质的混合是一致的；无水硅酸盐和文石被发现不存在，这表明缺乏对彗星尘埃的水处理；在返回的样本中也发现了有限的纯碳；在气凝胶中发现了甲胺和乙胺，但与特定的颗粒没有关联。

“ 深度撞击号 ”是美国航空航天局发射的彗星探测器，设计用于研究坦普尔1号彗星核心的成分。探测器于2005年1月12日发射，同年7月3日释放撞击器，并于2005年7月4日5时44分（ UTC 时间）成功撞击坦普尔1号彗星的彗核，地球在8分钟后接收到撞击信号。“ 深度撞击号”是第一个激起彗星表面物质的探测任务。它的任务旨在帮助解答关于彗星的基本问题，诸如彗核的成分、撞击造成的撞击坑深度、彗星的形成位置等。通过对撞击及其余波的观测，天确定彗星内核与外层的差异，以探究彗星的形成过程。

深度撞击号为科学界提供了许多重要的成果：第一，确定了坦普尔1号彗星的表层是非常多孔的；第二，显示了与彗星核不同部分相关的外气的化学多样性；第三，发现过度活跃的彗星（占所有彗星的5%至10%）是由二氧化碳驱动的，而观测到的多余的水来自于彗发中的冰粒，极度活跃的彗星撞击过程与普通彗星的撞击过程不同；第四，在彗星表面撞出了一个宽度约为100米，深达30米的坑；第五，更多的水被释放出来，总共有500万干克。第六，在研究撞击的过程中发现的其他42种物质包括黏土、碳酸根、钠和晶体硅酸盐；第七，观测结果使重新思考太阳系彗星形成的位置；第八，在表面发现了零星分布的水冰。

2004年3月2日，欧洲航天局发射了“ 罗塞塔 ”彗星探测器，于2014年8月6日到达丘留莫夫－格拉西缅科彗星 /丘留莫夫—格拉西缅科，并释放出彗星表面着陆器“菲莱”。“ 罗塞塔 ”探测器的科学目标是研究彗星的起源、彗星与星际物质之间的关系，以及它对太阳系起源的影响，主要通过进行了以下方面的测量来实现科学目标：第一，确定彗核的全局特征、动态特性、表面形态和组成；第二，确定彗核中挥发物及难溶物的化学、矿物特性，同位素组成；第三，测定彗核中挥发物和难溶物的物理性质和相互关系；第四，研究彗星活动的发展；第五，确定小行星的全球特征，包括动态特性、表面形态和组成。

2016年9月30日，罗塞塔 ”探测器结束任务，在两年多的时间里，拍摄了彗星的大量图片。拍摄位置由远到近，使清楚地了解了彗星的真面目，丰富了对彗星的认识。根据对彗星图片的分析，了解到彗星是有复杂的地形的，同时也含有生命的基本单元。

SOHO 卫星是太阳探测卫星。1995年，欧洲航天局和美国航空航天局联合将其发射到了日地第一拉格朗日点。它主要用于研究：太阳的结构、化学组成、太阳内部的动力学、太阳外部大气的结构（密度、温度、速度的领域）及其动力学、太阳风及其与太阳大气的关系等。在SOHO彗星搜寻过程中，自2002年1月后陆续发现的掠日彗星族 ――迈耶族（The Meyer Group），布莱恩·马斯登族（The Marsden Group）和科里切特族（The Kracht Group），这三个彗星族的发现，打破了掠日彗星家族――克鲁兹彗星族的唯一性，是彗星天文学领域多年来重要的发现之一。从SOHO 卫星发射至2021年，已经发现的掠日族彗星有近4200颗。

彗星的命运

一切彗星都处在逐渐毁灭的过程，它们的命运有飞出太阳系、耗尽挥发物质、瓦解或失踪、碰撞四种形式。

飞出太阳系

如果一颗彗星以足够快的速度运行，那么它可以离开太阳系，这就是双曲线情况的彗星。已知的会弹出太阳系的彗星都曾和太阳系的其他天体，如和木星发生过交互作用（摄动）。如，彗星 C/1980E1在1980年靠近木星飞越后，从围绕太阳运行的、周期为710万年的轨道上以双曲线轨道移除了。

耗尽挥发物质

木星族彗星和长周期彗星似乎遵循着非常不同的衰退法则。木星族彗星的活动大约是10000年，或是1000次的公转；而长周期彗星消失得更快，只有10%的长周期彗星能够通过短距离的近日点50次依然存活着，而只有1%能超过2000次。当彗星每一次走近太阳的时候，彗核中的物质便不断蒸发，抛出气体和尘埃而形成彗尾。但它的结构物质却不断地变换。因此，彗尾的形成总是伴随着物质的损失，彗星接近太阳的次数越多，伸出尾巴的次数也越多，物质的挥发就越快。最终，大部分彗星的挥发性材料都会蒸发掉，使得彗星成为小而黑的惰性岩石，或是类似于小行星的废墟。

熄火彗星是已经耗尽掉绝大部分挥发性冰，只留下一点彗尾或彗发的彗星。在彗核内的挥发性物质蒸发掉之后，剩下的就是惰性的岩石或是类似于小行星的砾石。在它们要成为熄火彗星之前可能会经历一个过渡阶段，即一颗彗星可能会因为挥发性物质被处于非活动状态的表面层密封在下方，而在休眠，并不是熄火。

瓦解或失踪

一个大彗星由于离太阳近和离太阳远时，所受太阳引力的作用不同，所以引起彗核向轨道方向伸长，碎裂成几个小彗星，甚至完全碎裂成为流星群。例如：比拉彗星（3D/Biela）于1846年发生分裂，1872年彗核完全分开，结果在1872、1885、1892年都引起流星暴，每小时流星数达3000至15000颗。彗星分裂可能是太阳或大行星引力导致的潮汐力造成的，或是由于挥发性物质的“爆炸”等原因造成的。

迷踪彗星是之前曾经发现的彗星，但在其将通过近日点的时刻却失踪了。一般是因为没有足够的观测资料可以计算可靠的轨道和预测它的位置。造成彗星的失踪，使不能持续地再观测的原因主要有：彗星轨道可能与大行星，像是木星，产生交互作用，而受到摄动；一些非重力的因素，会改变彗星通过近日点的时刻；彗星与行星的交互作用使得彗星的轨道远离了地球而不能被人类看见，或是将它们抛出了太阳系。

碰撞

彗星的轨道在不断地变化，使彗星和别的星体互相碰撞，同样也促进了它的灭亡。在太阳系的早期，彗星和行星或卫星之间的碰撞是很常见的，有许多彗星和小行星因相撞而进入地球。例如，月球表面有许多撞击坑，有些可能就是彗星造成的。最近一次彗星与行星的撞击发生在1994年7月，破裂了的苏梅克—列维9号星与木星相撞。

学术研究

假设与猜想

彗星与

2004年，德美科学家借助安装在美国 “星尘”飞船上的一种光谱仪发现，彗星尘埃中存在一类称为PQQ的辅酶，这一发现为彗星尘埃带来的有机化合物帮助地球产生生命提供了佐证。PQQ的辅酶是产生遗传物质的许多必要前提中的一个，是生命形成过程中的重要物质，它存在于除了古菌外的所有生物中。彗星研究专家约亨·基塞勒（Jochen Kisseler）认为，PQQ辅酶与其它许多分子随着彗星尘埃在几十亿年前抵达地球，它们促使含氮和碳的化合物产生基因构件，并在与水和其他因素的共同作用下，产生生命的可能。同时，其还认为PQQ 辅酶本身可能是在宇宙射线作用下由矿物颗粒表面存在的分子产生的。

彗星

2023年3月，中国科学院科研团队以中国最早发现的两颗彗星“紫金山1号”和“ 紫金山 2号”为对象，首次定量展示了轨道变化对彗星活动性的影响，揭示出彗星表面的喷发活动受到彗星成分、与太阳距离、彗核大小等多种因素影响。研究显示，这两颗彗星在2009年近距离飞越木星后，受木星引力影响，它们的近日距明显减小，接收到的太阳辐射明显增加。从而激发了彗核表层下更深层物质的升华，使得彗星的喷发等活动也明显增加。此外，“紫金山2号”和其他彗核直径较小的木星族彗星相比，活动性明显更强。从而表明彗星的活动性除与彗星的日心距及成分相关外，还与彗核大小有关。这项研究提供了一系列彗星物理性质和活动性参数，对进一步研究彗星的活动性规律，乃开展彗星空间探测计划，都具有重要的科学参考价值。

韦布望远镜在罕见上发现水

2023年5月，美国科学家借助詹姆斯·韦布空间望远镜，首次在木星和火星之间的主小行星带观测到在罕见的主带彗星周围存在水蒸气。这一发现表明原始太阳系的水冰可以保存在较温暖区域，即小行星带中。但是，在最初用于建立主带彗星这一分类的三颗彗星之一的里德彗星周围没有探测到二氧化碳。对此，马里兰大学天文学家迈克尔·凯利（Michael Kelley）认为存在两种可能：一种是里德彗星在形成时含有二氧化碳，但由于温度过高而最终失去二氧化碳。另一种可能是，里德彗星可能形成于太阳系中一个特别温暖的地方，而那里没有二氧化碳。

交叉学科研究

彗星是太阳系中一种特殊的天体，研究彗星，对科学及哲学都有重大意义。

科学意义

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。彗星在大约39亿年前首次将生命的基本单元带到地球上，向早期地球提供了许多水和碳基分子（有机化合物），使生命得以形成。随后的彗星碰撞可能摧毁了许多发展中的生命形式，只允许最具适应性的物种进一步进化。彗星中含有很多气体和挥发成分。根据光谱分析，彗星中富含有机分子，主要是双原子碳、氰基、丙糖，另外还有羟基、铵、氨基、甲烷、钠、碳、氧等原子和原子团。作为外太阳系形成过程中原始的、残余的组成部分，彗星为研究大约46亿年前行星形成的化学混合物提供了线索。

彗星虽然是小天体，但却是由太阳系诞生初期的物质组成。由于它们自身温度极低并置身于“天寒地冻”的宇宙空间，自太阳系诞生以来，彗星成分几乎不变，因此对彗星的研究有助于揭开太阳系形成的奥秘。人类对早期太阳系形成的原始太阳圆盘的认识是有限的。通过研究彗星的样品，如“星尘号”探测器从怀尔德2号彗星取回的尘埃颗粒，可以追溯到太阳系的开始，包含了关于它最早的历史线索。

哲学意义

彗星用它自己的发展和演变，为辩证唯物主义增添例子。彗星受别的天体尤其是大行星的摄动影响而改变轨道，改变周期。从而说明了宇宙间的事物并不是孤立的，而是有着相互联系的，彗星在长期围绕太阳运动的过程中，由于消耗物质而由大变小、由亮变暗，由肉眼可见变为从望远镜里也看不见，乃至消失，彗星消失而分裂、瓦解为流星体，流星体在一定的条件下变成为流星或流星雨。这是个从量变到质变的过程，由一种形态到另一种形态的变化过程，但是，不论如何，物质和运动不会消失，运动是物质存在的一种形式。

破除迷信

从意识形态领域的思想斗争的角度来看，研究彗星对破除迷信，树立唯物主义的宇宙观有着重要的意义。在古代，对彗星这个特殊形状天体的出现会产生各种稀奇古怪的迷信和谣言，这在世界各国、各个民族中普遍存在。即使在二十世纪，科学技术已经很发达，科学家已经可以对彗星现象作出科学解释的时代，每逢彗星之类的天体出现，愚弄人民的迷信、传说也仍然由很多。因此，通过更加深入地揭示彗星的本质，继续破除迷信，肃清封建思想的影响。

著名彗星

哈雷彗星

1682年8月，一颗彗星拖着长尾巴出现在天空中，当时26岁的英国天文学家埃德蒙多·哈雷通过对它进行跟踪观测研究得出预言为：它是一颗周期约为76年的彗星，它将在1758年年底或1759年年初会再次出现。之后，他的预言应验，为了纪念埃德蒙·哈雷的贡献，以他的名字命名了这颗彗星——“哈雷彗星” 。由此，哈雷彗星成为被人类最早计算出轨道、并且最准确了解周期、预言按时回归的彗星，也是历史记载最完整的短周期彗星。哈雷彗核呈花生或扁长土豆形，近于三轴为16千米、8千米、8千米的扁球，表面暗黑（反照率为0.02至0.04）且很不规则，几个喷流从局部活动区出来。其彗核平均密度约为0.3g/cm 3 ，彗核内有空隙。彗发中存在复杂有机化合物与大量微小固态颗粒，大多是微米和亚微米大小，尘粒在喷流中更密集。1910年，哈雷星回归时，彗尾长达数千万千米，扫过大半个天空。

恩克彗星

恩克彗星是一颗亮度微弱，周期最短，出现次数最多的彗星。1786年1月17日在宝瓶星座β星附近首次发现它，1795年11月7日和1805年10月19日恩克彗星又重新出现。1818年11月26日又发现后才由法国天文学家J.R.恩克（Johann Franz Encke）用六个星期的时间，计算出这颗彗星的轨道，得出他的周期为3.3年，并且预言 1822年5月24日再回到近日点，那一天它准时回来了，成为第二颗按预言回归的彗星，称之为“ 恩克彗星 ”。恩克彗星不大，最亮时约为5等星，多数时间无彗尾，只是一团模糊的云絮。这颗彗星从发现到2000年回归了57次，其轨道越来越小，每回归一次，周期缩短3个小时。

比拉彗星

比拉彗星是由奥地利业余天文爱好者比拉（Wilheim Von Biela）在1826年发现的一颗因自身分裂而走完生命旅程的短周期彗星。它的周期为6.6年。它在1845年的回归时，突然分裂成两颗，分裂后的两颗彗星各自有彗核和彗发，它们像一对孪生兄弟，结伴而行，但是它们之间的距离在慢慢增大。1865年回归时，虽然天文学家们精确预报了它的位置，但却没有找到它的踪迹。但在1872年11月27日，当地球穿过比拉彗星原来的轨道时，夜空中突然出现了流星体，流星雨持续了4个多小时。从而说明比拉彗星在观测到分裂以前就已经开始碎裂了。

多纳提彗星

1858年6月2日，意大利天文学家多纳提（Donati）用望远镜在狮子座发现了这颗大彗星，开始时只能看到暗弱的云雾状斑点，到了8月中旬才慢慢地产生出尾巴来，9月初，肉眼可以看到。此后，便快速增长，变得更大更亮，出现在天空中达一个月之久。到10月10日距地球最近，达到最大的亮度64°，尾巴实长8800万千米。在10月3日，这颗彗星中的彗核出现一条射线，10月5日便有两条。到10月9日出现五条，这些射线细而不弯曲，差不多和辈头附近的主尾相切。10月10日以后，消逝得很快，到了12月6日就完全消失了。多纳提彗星的轨道是很扁长的椭圆形，轨道远日点达465亿千米，近日点离太阳只有8650万千米。周期大约是2千年，下次出现应在3800年左右。

周期彗星表

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。以下是给予永久编号的部分周期彗星，介绍了彗星的编号、轨道周期、近日点通过时间、近日点、离心率、轨道倾角、绝对星等等。

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