彗星，是進入太陽系內亮度和形狀會隨日距變化而變化的繞日運動的天體，呈雲霧狀的獨特外貌。彗星分為彗核、彗發、彗尾三部份。下面由小編為你詳細介紹彗星的相關知識。
彗星是如何形成的：
彗尾被認為是由瓦斯和塵埃組成;4個聯合的效應將它從彗星上吹出：
(1)當瓦斯和伴生的塵埃從彗核上蒸發時所得到的初始動量。
(2)陽光的放射線壓將塵埃推離太陽。
(3)太陽風將帶電粒子吹離太陽。
(4)朝向太陽的萬有重力吸力。
這些效應的交互作用使每個彗尾看上去都不一樣。當然，物質蒸發到彗發和彗尾中去，消耗了彗核的物質。有時以爆發的方式出現，比拉彗星就是那樣;1846年它透過太陽時破裂成兩個，1852年那次透過以後就全部消失。
(彗尾往往不止一條)
彗星的起源：
除了一些周期性的彗星外，不斷有開放式或封閉式軌域的新彗星造訪內太陽系。新彗星來自何處?這個問題就要從太陽系的形成談起了。
太陽系的起源
太陽系的前身，是瓦斯與塵埃所組成的一大團雲氣，在46億年前，這團雲氣或許受到超新星爆炸震波的壓縮，開始緩慢旋轉與陷縮成盤狀，圓盤的中心是年輕的太陽。盤面的雲氣顆粒相互碰撞，有相當比率的物質凝結成為行星與它們的衛星，另有部份殘存的雲氣物質凝結成彗星。
當太陽系還很年輕時，彗星可能隨處可見，這些彗星常與初形成的行星相撞，對年輕行星的成長與演化，有很深遠的影響。地球上大量的水，可能是與年輕地球相撞的許多彗星之遺產，而這些水，後來更孕育了地球上各式各樣的生命。
太陽系形成後的四十多億年中，靠近太陽系中心區域的彗星，或與太陽、行星和衛星相撞，或受太陽放射線的蒸發，己消失迨盡，我們所見的彗星應來自太陽系的邊緣。如假設殘存在太陽系外圍的彗星物質，歷經數十億年未變，則研究這些彗星，有助於了解太陽系的原始化學組成與狀態。
彗星的起源
彗星的起源是個未解之謎。有人提出，在太陽系外圍有一個特大彗星區，那裏約有1000億顆彗星，叫奧爾特雲，由於受到其它恒星重力的影響，一部份彗星進入太陽系內部，又由於木星的影響，一部份彗星逃出太陽系，另一些被「捕獲」成為短周期彗星;也有人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。
因為周期彗星一直在瓦解著，必然有某種產生新彗星以代替老彗星的方式。可能發生的一種方式是在離太陽105天文單位的半徑上儲藏有幾十億顆以各種可能方向繞太陽作軌域運動的彗星群。這個概念得到觀測的支持，觀測到非周期彗星以隨機的方向沿著非常長的橢圓形軌域接近太陽。
隨著時間的推移，由於過路的恒星給予的輕微重力，可以擾亂遙遠彗星的軌域，直至它的近日點的距離變成小於幾個天文單位。當彗星隨後進入太陽系時，太陽系內的各行星的萬有重力的吸力能把這個非周期彗星轉變成新的周期彗星(它瓦解前將存在幾千年)。另一方面，這些力可將它完全從彗星雲裏丟擲。如果這說法正確，過去幾個世紀以來一千顆左右的彗星記錄只不過是巨大彗星雲中很少一部份樣本，這種雲迄今尚未直接觀察到。
與個別恒星相聯系的這種彗星雲可能遍及我們所處的銀河系內。迄今還沒有找到一種方法來探測可能與太陽結成一套的大量彗星，更不用說那些與其他恒星結成一套的彗星雲了。彗星雲的總品質還不清楚，不只是彗星總數很難確定，即使單個彗星的品質也很不確定。估計彗星雲的品質在10⁻¹³至10⁻³地球品質之間。
彗星的故鄉
歐特雲。長周期彗星可能來至歐特雲(Oort cloud)而短周期彗星可能來自古柏帶(Kuiper Belt;凱伯帶)。
歐特雲理論(Oort cloud theory)：在1950年，荷蘭的天文學家Jan Oort提出在距離太陽30,000 AU到一光年之間的球殼狀地帶，有數以萬億計的彗星存在，這些彗星是太陽系形成時的殘留物。有些歐特彗星偶爾受到"路過"的星體的影響，或彼此間的碰撞，離開了原來的軌域。大多數的離軌彗星，從未進入用大型望遠鏡可偵測的距離。只有少數彗星，以各式各樣的軌域進入內太陽系。不過到目前為止，歐特雲理論僅是假設，尚無直接的觀測證據。
古柏帶(Kuiper Belt)：歐特雲理論可以合理的解釋，長周期彗星的來源和這些彗星與黃道面夾角的隨意性。但短周彗星的軌域在太陽系行星的軌域面上，歐特雲理論無法合理解答短周期彗星的起源。
1951年，美國天文學家Gerard Kuiper提議在距離太陽30到100 AU之間有一古柏帶(或稱為凱伯帶) ，帶上有許多繞行太陽的冰體，這些冰體的軌域面與行星相似，偶爾有些古柏帶物體受到外行星的重力擾動與牽引，而向太陽的方向執行，在越過海王星的軌域時，更進一步受海王星重力的影響，而進入內太陽系成為短周期彗星。
天文學家David Jewitt與Jane Luu自1988年起，以能偵測極昏暗物體的高靈敏度電子攝影機，尋找古柏帶物體。他們在1992年找到第一個這類物體(1992 QB1)，1992 QB1距太陽的平均距離為43AU，而公轉的周期為291年。古柏帶天體又常被稱為是海王星外天體(List Of Transneptunian Objects)。自1992年至2002年10月為止，陸續又發現了600多個古柏帶天體(最新的列表可參見MPC的List Of Transneptunian Objects)。在現階段，天文學家認為冥王星、冥衛一和海衛一，可能都是進入太陽系內部的古柏帶天體，而發現的瓜奧瓦(Quaoar)，其大小約有冥王星的一半。
彗星的觀測方法：
彗星的目視觀測是青少年業余愛好者的主要觀測計畫，其方法筒單易做，經費少，大多數的業余觀測者都能進行，而且也為部份專業觀測者所運用。盡管照相觀測已較普遍，但由於歷史上保留有大量多顆彗星目視觀測資料，因此，目視觀測資料可同以前的聯系起來，保持目視觀測的連續性，並能很直觀地反映彗星所在的狀態，這對研究彗星演化有重要意義，一直受到國際彗星界的重視。
目視觀測有彗星的亮度估計、彗發的大小和強度測定，以及彗尾的研究和描繪等幾方面的內容。
彗星的亮度估計
彗星需要測光的有三個部份：核、彗頭和彗尾。由於彗尾稀薄、反差小，呈纖維狀，對它測光是十分困難的，因此彗尾測光不作為常規觀測計畫。通常所謂彗星測光是測量彗星頭部(即總星等M1)和核(即核星等M2)的亮度。彗核常常是看不到的，或者彗頭中心部份凝結度很高，彗核分辨不清等等原因，彗核的測光相對來說要困難些。另外，我們所指的彗星測光不僅是測量它的光度，記錄測量時刻，而且要密切監視彗星亮度變化，記下突變時刻，所有這些資料對核性質的分析是十分有用的。
估計彗星亮度的幾種方法：
1.博勃羅尼科夫方法(B法)
使用這個方法時，觀測者先要選擇幾個鄰近彗星的比較星(有一些比彗星亮，有些比彗裏暗)。然後按下面步驟：
(A)調節望遠鏡的焦距，使恒星和彗星有類似的視大小(即恒星不在望遠鏡的焦平面上，成焦外像，稱散焦)。
(B)來回呼節焦距，在一對較亮和較暗恒星之間內插彗星星等(內插方法見莫裏斯方法)。
(C)在幾對比較星之間，重復第二步。
(D)取第二和第三步測量的平均值，記錄到0.1星等。
2.西奇威克方法(S法)
當彗星太暗，用散焦方法不能解決問題時，可使用此法。
(A)熟記在焦平面上彗發的「平均」亮度(需要經常實踐，這個「平均」亮度可能對不同觀測者是不完全一樣的)。
(B)對一個比較星進行散焦，使其視大小同於對焦的彗星。
(C)比較散焦恒星的表面亮度和記住的對焦的彗發的平均亮度。
(D)重復第二和第三步，一直到一顆相配的比較星找到，或對彗發講，一種合理的內插能進行。
3.莫裏斯方法(M法)
這個方法主要是把適中的散焦彗量直徑同一個散焦的恒星相比較。它是前面兩種方法的綜合。
(A)散焦彗星頭部，使其近似有均勻的表面亮度。
(B)記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較星進行比較，這些比較星比起彗星更為散焦。
(D)比較散焦恒星和記住的彗星星像表面亮度，估計彗星星等。
(E)重復第一步至第四步，直到能估計出一個近似到0.1星等的彗星亮度。
另外，還有拜爾(Bayer)方法，由於利用這個方法很困難，以及此法對天空背景亮度非常靈敏，一般不使用它來估計彗星的亮度了。
當一個彗星的目視星等是在兩比較星之間時，可用如下的內插方法。估計彗星亮度同較亮恒星亮度之差數，以兩比較量的星等差的1/10級差來表示。用比較星星等之差乘上這個差數，再把這個乘積加上較亮星的星等，四舍五人，就可得到彗星的目視星等。例如，比較星A和B的星等分別是7.5和8.2，其星等差8.2-7.5=0.7。若彗星亮度在A和B之間，差數約為6X1/10，於是估計的彗星星等為：0.6X0.7+7.5=0.42+7.5=7.92，約等於7.9。
套用上面三種方法估計彗星星等時，應參考標註大量恒星星等的星圖，如AAVSO星圖(美國變星觀測者協會專用星圖)。該星圖的標註極限為9.5等，作為彗星亮度的比較星圖是合適的。，那些明顯是紅色的恒星，不用作比較星。使用該星圖時，應註意到星等數值是不帶小數位的，如88，就是 8.8等。另外，星等數值分為劃線和不劃線兩種，劃線的表示光電星等。如33，表示光電星等3.3等，在記錄報告上應說明。
