明亮的彗星多久出现一次？
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作者：Joe Rao & 原文来自：&&&& Posted： 2013年11月刊
编译：京晶&& 审校：审校：Linq （编译版权所有，未经许可请勿转载）&&&&&
（本站注：此文是ISON高潮之前的 文章，现非新闻，但其内容仍然很有参考价值。）&&&&&
近来各种媒体对ISON彗星 的 报道铺天盖地，即将进入高潮时刻。ISON彗星 在2012年9月被发现之后随即被冠以&世纪彗星 &的 美名。在12月中旬它将为我们带来最精彩的 表演。在感恩节（11月下旬）飞掠过太阳后，它会在12月初的 破晓时分出现在东方（见文后的 译者注）。
如果ISON彗星 表现出众&&但愿如此&&公众和媒体自然会问：像这样明亮的 彗星 ，我们需要等待多久才能看到一颗？这个话题已经是老生常谈了。可是，不同的 数据能给出不同的 答案。
当我还是个天文菜鸟时，《新观测手册》（由Hubert J. Bernhard，Dorothy A. Bennett和Hugh S. Rice编写）是我最喜欢的 书之一。在讲到彗星 时，书里是这么写的 ：&我们每个世纪能看到至少15至20颗彗星 。而其中真正引人注目的 ，平均来讲，只有4颗。它们是如此壮观，你绝不可能错过。&
著作颇丰的 作家Isaac Asimov在1974年出版了一本学术文集。他在书中给出的 预测却相当令人沮丧：&我们在20世纪不太走运，很少看到彗星 。1910年的 哈雷彗星 回归的 确是一场盛事。可自那以后我们就很少见到彗星 了，更别提那些壮观的 彗星 了。&
本杂志常驻专栏作家George Lovi在1990年5月的 杂志上发表文章《Rambling Through the Skies》。文中谈到彗星 出现的 频率时，他很乐观：&1986年哈雷彗星 回归时，我曾告诉大家它不会是我们期待的 那种壮丽的 彗星 。我还说在10年内我们就能看到一颗万众瞩目的 彗星 。虽然，说这话有些冒险。但这得自于我的 经验：每12年会出现至少一颗值得一看的 彗星 。&
为了看到一颗明亮的 彗星 ，我们需要等待多久？在推测即将发生在ISON彗星 身上的 种种结果时，我决定试着给这个问题找一个更加明确的 答案。
&明亮&彗星 具备的 条件
在此项调查中，我考察了自20世纪初到现在为止出现过的 所有彗星 。我把它们具体分为两类：普通彗星 和超级彗星 。
我把需要借助光学辅助仪器才能看到，或是在肉眼看来比较暗弱的 彗星 归为普通彗星 。绝大多数周期彗星 （即轨道已知、并且不止一次被观测到的 彗星 ）都属于此类。它们悄悄地来了又去，去了又来。只有满怀激情的 天文观测爱好者才会留意它们，并且用高性能的 双筒望远镜或者望远镜去搜寻它们的 踪迹。它们通常看起来毫不起眼。在肉眼看来，它们只是一群模糊不清的 球状物。即使用大望远镜去看，情况也好不到哪里去。
另一类彗星 称为超级彗星 。它们要么非常耀眼，要么拥有令人赞叹的 结构，要么两者兼有之。它们壮丽的 彗尾可能横跨四分之一天空，甚至横跨全天，亮度可与任何明亮的 恒星 和太阳系 行星 匹敌。在极少数情况下，我们甚至在白天也能用肉眼看见它们。
只有超级彗星 能成为明亮的 彗星 。不过，肉眼可见的 明亮彗星 却不一定是超级彗星 。在此次调查中，我将采用一个非常严格的 彗星 分类标准，以使ISON彗星 不至辜负了大家的 热切关注。
明亮的 城市灯光
影响彗星 亮度的 另一个干扰因素是城市光污染。在过去的 40年里它在地球上大肆扩散，使我们的 夜空黯然失色。在大城市和近郊能被看到的 彗星 ，其头部（或说彗发）亮度要高于2等星 （相当于大熊座和猎户座&腰带&上的 三颗星 的 亮度）。令人遗憾的 是，城市居民现在需要跑到乡间才能充分欣赏一颗超级彗星 的 精彩演出。因为在城市灯光的 干扰下，这种彗星 看上去也只不过是一个带着似有似无的 尾巴的 模糊球状物。
不过，随着卫星 技术的 发展，如果彗星 在近日点时亮度超过0等星 ，我们借助卫星 也可以发现它们。太阳风天文卫星 、太阳极大使者和SOHO卫星 在近几年已经发现了好几颗这样的 彗星 。遗憾的 是，它们要么正在飞向太阳，要么刚刚离开太阳。受强烈的 太阳光影响，我们很难看到它们。所以，我并未把它们列入考察对象。
我把自20世纪初至今所有至少亮于2等星 的 彗星 列表附在文末。在编排此表时，我主要参考的 数据来自彗星 观测者John E. Bortle编纂的 《明亮彗星 年表》（）和Gary W. Kronk的 &彗星 志&网站（）。
在过去的 112年里一共出现过25颗明亮的 彗星 ，即平均每四年半出现一颗。当然，这个时间间隔只是统计平均的 结果，实际间隔并不那么精确。比如说，在1911年10月中旬的 拂晓时分，Beljawsky彗星 和Brooks彗星 同时出现在西方。想象一下，这场景就像买了一张入场券，却观赏到两场彗星 秀。与此相对，在1927年Skjellerup-Maristany彗星 谢幕之后至1941年Kock-Paraskevopoulos彗星 登场之前，一连14年我们都没欣赏到彗星 秀。
彗尾左右着彗星 的 观赏性
在我考察的 25个明亮彗星 中，有11个亮度达到了负星 等值。但如果彗星 在天空中出现的 位置过于接近地平线，即使它比较明亮恐怕也很难被我们看到。地面附近的 薄雾可以覆盖地平以上几度的 范围，从而遮盖了彗星 的 光辉。拂晓时分也不适宜观看彗星 ，因为逐渐亮起来的 天光会大大降低彗星 ，特别是彗尾，的 观赏性。
彗星 之间在外貌和行为上的 差异就和人与人之间的 差异一样大。世上没有两个完全一样的 人，也没有两颗完全一样的 彗星 。而决定彗星 能否引人瞩目的 关键很可能就在于它的 彗尾。彗尾的 出现取决于彗星 质量有多大，离太阳和地球有多近。有些彗星 的 彗尾毫不起眼，有些彗星 几乎无法形成彗尾，但也有一些彗星 能生出极其延展、壮丽的 彗尾。
我仍然记得1986年1月初的 一个寒冷夜晚（那天是周六），成千上万的 人涌向纽约长岛的 琼斯海滩（Jones Beach）。当时，哈雷彗星 正低垂在夜空的 西方，当地的 天文俱乐部为了方便公众观赏特意在海滩放了一架望远镜。我也带着我的 10英寸多布森望远镜去凑热闹，并让望远镜工作在低耗能模式以获得一个较大的 视场。大家为了一睹哈雷彗星 的 倩影而在望远镜前耐心地排起了长龙队。可当他们透过望远镜只看到一块小小的 云状斑块时，他们不由得大失所望。几乎所有的 人都问了相同的 问题：&彗星 的 尾巴在哪？&一位困惑不解的 女士脱口而出的 话，似乎道出了大家共同的 心声：&如果没有尾巴，那彗星 还有什么看头？&
所以，要评估一颗彗星 究竟能给人留下多深的 印象，彗尾是决定因素。
根据亮度、彗尾形态、出现的 高度、出现的 时间（在黎明前，还是暗黑的 深夜），我把25颗明亮彗星 分为三类：
出众类。此类彗星 是如此引人注目、令人印象深刻。无需借助其他手段，仅靠自身魅力它们就足以成为万众瞩目的 焦点。即使一位偶然路过的 人也不会不注意到它：&天啊，快看它啊！&
出众类彗 星 ：McNaught彗星 （上，图片来源：Robert McNaught）、West彗星 （左下，图片来源：S&T ARCHIVES/MARTIN GROSSMANN）、1910年的 哈雷彗星 （中下，图片来源：S&T ARCHIVES）、Ikeya-Seki彗星 （右中，图片来源： S&T ARCHIVES/WILLIAM LILLER(HAVARD COLLEGE OBSERVATORY)）、Hyakutake彗星 （右下，图片来源：ALAN DYER）
一般类。这一类彗星 或许不如出众类彗星 那样风头强劲，但它们的 走秀也能吸引广泛的 注意和赞赏。
一般类彗星 ：Eclipse彗星 （左上，图片来源： S&T ARCHIVES）、海尔-波普彗星 （中上，图片来源：S&T DENNIS DI CICCO）、Lovejoy彗星 （右上，图片来源：YURI BELETSKY/ESO）、Arend-Roland彗星 （左中，图片来源： S&T ARCHIVES/LOWELL OBSERVATORY）、Bennett彗星 （左下，图片来源： S&T ARCHIVES/J. U. GUNTER）、Seki-Lines彗星 （右下，图片来源：ALAN MCCLURE/INTERNATIONAL DARK-SKY ASSOCIATION ）
平庸类。这一类彗星 不太起眼。它们要么很快暗淡下去，要么不如前两类彗星 那样表现突出。前两类彗星 都可以称为超级彗星 ，但平庸类彗星 不行。
平庸类彗星 ：PanSTARRS彗星 （左上，图片来源：S&T: SEAN WALKER）、Brooks彗星 （右上，图片来源：S&T ARCHIVES/WILLIAM DUNCAN MACMILLAN(YERKES OBSERVATORY)）、Kohoutek彗星 （左下，图片来源：S&T ARCHIVES/HAUTE PROVENCE OBSERVATORY/LIEGE INST. OF ASTROPHYSICS）、Mrkos彗星 （右下，图片来源： ALAN MCCLURE/INTERNATIONAL DARK-SKY ASSOCIATION）
有两颗彗星 正好没达到上述标准而落选。它们分别是1961年的 Wilson-Hubbard彗星 和2007年的 Holmes彗星 。后者的 亮度在不到两天的 时间里（10月23日至24日）从17星 等迅速提高到2.5星 等。这使它看上去更像一颗新星 &&英仙座里的 一颗中等亮度的 黄色恒星 。
一些读者可能会对我的 彗星 分类有异议。例如，有些人可能认为Ikeya-Seki彗星 不该被划入出众类。对于北半球中纬度地区的 观测者来说，它在夜空中的 位置偏低。另外，在密西西比河东岸，由于持续的 薄雾干扰，人们也很难看到它。尽管如此，Leif J. Robinson在1966年1月的 S&T杂志中却盛赞这颗彗星 说：&自1910年以来，全球的 业余天文学家们已经很久没观赏到如此美丽的 彗星 了。&
有些人会争论说海尔-波普彗星 或是Bennett彗星 应该属于出众类，而不是一般类。当Bennett彗星 、海尔-波普彗星 和West彗星 造访地球时，我正好已经学会在最佳条件下观赏彗星 。我总感觉Bennett彗星 远胜过海尔-波普彗星 ，只是它的 出现时间不如海尔-波普彗星 好。海尔-波普彗星 正好出现在晚上大家都有空闲，但还没睡觉的 时候，而Bennett彗星 则出现在黎明前。难道就因为看到海尔-波普彗星 的 人多，它就该被划入出众类吗？大家对此可以各抒己见，但如果我们把这两场彗星 秀的 最佳观赏时刻放在一起比对着看的 话，我真心认为Bennett彗星 会完胜海尔-波普彗星 ，成为出众类彗星 的 候选者。West彗星 则像一把高悬在天上的 宝剑，其美丽身姿令人震惊、赞叹不已。所以，它轻轻松松就击败了Bennett彗星 和海尔-波普彗星 ，入围出众类彗星 。
在此，我只想说每个人对彗星 的 偏好都是主观评断，无所谓对错。正如一句拉丁谚语所说：&萝卜白菜，各有所爱&。
在正确的 时间出现在错误的 地点
有时候，即使彗星 值得一看，但受观测区域限制，你也不一定就能观赏到。例如，澳大利亚和南非的 观测者在1996年就完全错过了欣赏Hyakutake彗星 那壮丽彗尾的 机会。不过，风水轮流转。当2007年1月下旬McNaught彗星 （出众类）拖着它那惊人的 巨大彗尾出现在西方时，他们则占据了不错的 观测位置。这次轮到北半球的 观测者们跌足长叹了。
实际记录的 数据显示，南半球的 观测者能欣赏到1917年、1927年、1941年、1947年和1948年出现的 彗星 。这也解释了为什么北半球的 人们在年间都看不到美丽、明亮的 彗星 。而令人啼笑皆非的 是，紧接着这段时间之前和之后（即1911年和1957年）北半球的 观测者都观赏到了一颗明亮的 彗星 。
&也许有较长一段时间我们看不到漂亮的 彗星 ，但看不见并不意味着没有。&Bortle说。&有时，彗星 的 随意出现反而严格限制了我们的 观赏机会。&这听上去令人沮丧，但事实就是如此&&观赏彗星 需要点运气。
最终的 评估结果
我在前面曾提到过三个明亮彗星 出现频率的 预测。现在就让我们看看这些预测和实际情况是否相符。《新观测手册》提到每一百年我们平均能观赏到15-20颗明亮的 彗星 ，其中4颗是极其壮观的 彗星 。实际上，在20世纪一共出现了23颗明亮的 彗星 。如果我们只把出众类彗星 算做极其壮观的 彗星 话，那么在过去的 一百年里一共出现了5颗这样的 彗星 。如此看来，手册给出的 统计预测和实际情况相符。
那么Isaac Asimov的 预测效果如何呢？他在书中说：在他看来，自1910年哈雷彗星 回归之后就没有再出现过值得一看的 彗星 了。
他在1974年出版了《Asimov on Astronomy》一书。其实这本书的 内容建立在他费时7年（年）所写的 论文基础之上。1910年哈雷彗星 的 精彩表演促使我编制了出众类彗星 列表，但在随后的 55年里就再没出现过出众的 彗星 ，直到1966年Ikeya-Seki彗星 才姗姗来迟。另外，我已经说过北半球的 观测者在这段时间运气不佳。如此一来，我们就能更好理解Asimov为什么会给出这么消极的 预测了。
至于George Lovi，他在1990年评论说：在他一生中，每12年至少出现一颗漂亮的 彗星 。如果把出众类和一般类彗星 都算做漂亮的 彗星 ，那么在20世纪一共有13颗这样的 彗星 。也就是说，平均每7.7年一颗。这和Lovi的 预测倒也相差不大。
遗憾的 是，Lovi已在1993年2月去世了。不过，他在1990年给出的 预测很有先见之明：
因为就在6年后，一颗出众类彗星 &&Hyakutake彗星 &&就登台献艺，为我们带来了一场精彩的 表演。
层出不穷的 彗星
我们在此只是尝试用统计平均的 方法计算明亮彗星 出现的 频率。考虑到彗星 总是行踪不定，所以，要看到壮丽的 彗星 ，我们需要等待的 时间也忽长忽短，和计算出的 时间间隔不一定相等。
在整个20世纪，平均算下来，每20年就会出现一颗出众类彗星 。尽管如此，正如前面已经提到过的 ，我们也曾苦等了55年才等来一颗出众的 彗星 。不过，在过去的 48年里，我们却有幸看见了至少4颗这样的 彗星 &&平均来说每12年就会出现一颗。如此频繁似乎有些反常，但现在我们的 确正处于一个盛产壮丽彗星 的 时期。
留给ISON彗星 表演的 舞台已经搭好。它能否成为近半个世纪里的 第五颗出众彗星 ？在接下去的 几周时间里，答案自会揭晓。（译者注：在12月初美国宇航局的 科学家已经证实ISON彗星 在感恩节飞掠太阳后，因无法抵御太阳的 辐射和引力而发生解体。）
文末附表：年亮于+2.0星 等的 彗星 。从左至右依次为彗星 编号、彗星 名称、到达近日点日期、星 等峰值和所属类别（详情见本文）。
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鼠标滚轮缩放图片彗星对人类的影响有多大?古人对彗星的出现有不同的解释,中国称为扫帚星,西方称为批发星或者苍白龙!总之,都是不祥之兆!彗星对人类的影响真有那么大吗?
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 [3]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.
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彗星的轨道有椭圆、抛物线、双曲线三种绕太阳转周期较长。在地球上看到彗星要几十年，甚至几百年。彗星（Comet），中文俗称“扫把星”，是太阳系中小天体之一类。由冰冻物质和尘埃组成。当它靠近太阳时即为可见。太阳的热使彗星物质蒸发，在冰核周围形成朦胧的彗发和一条稀薄物质流构成的彗尾。由于太阳风的压力，彗尾总是指向背离太阳的方向。彗星没有固定的体积，它在远离太阳时，体积很小；接近太阳时...
十分大，一个直径60千米的彗星，足以使地球上的全人类灭绝。
扫描下载二维码彗星（太阳系中的一类小天体）_百度百科
?太阳系中的一类小天体
[huì xīng]
（太阳系中的一类小天体）
（Comet），是进入内亮度和会随日距变化而变化的绕日运动的天体，呈云雾状的独特外貌。彗星分为、、三部分。彗核由冰物质构成，当彗星接近恒星时，彗星物质升华，在周围形成朦胧的和一条稀薄构成的彗尾。由于的压力，彗尾总是指向背离太阳的方向形成一条很长的彗尾。彗尾一般长几千万千米，最长可达几亿千米。彗星的形状像扫帚，所以俗称。彗星的运行轨道多为抛物线或，少数为。目前人们已发现绕太阳运行的彗星有 1700 多颗。著名的哈雷彗星绕太阳一周的时间为 76 年。2014 年 2 月 21 日，日本产业大学的研究小组发现彗星上有氨的存在。[1]
根据最新报道称：科学家们近日在追踪“67P/楚留莫夫－格拉希门克”彗星的罗塞塔号飞行器上发现了属于该彗星的一些化学残留物。科学家使用探测器对这些化学物质进行分析后，发现其主要成份为氨、甲烷、、和。由此，科学家得出结论称，彗星的气味闻起来像是臭鸡蛋、马尿、和苦杏仁的气味综合[2]
没有固定的体积，它在远离时，体积很小；接近太阳时，彗发变得越来越大，彗尾变长，体积变得十分巨大。最长竟可达2亿多千米。彗星的质量非常小，彗核的平均密度为每立方厘米 1 克。和彗尾的物质极为稀薄，其质量只占的 1～5%，甚至更小。彗星物质主要由水、、甲烷、、氮、二氧化碳等组成，而彗核则由凝结成冰的水、二氧化碳（）、氨和尘埃混杂组成，是个“脏雪球”！
彗星核的表面是由凝结成冰的水加上、、和混杂而成。[3]
一般彗星是由彗头和彗尾两大部分组成。
彗头又包括彗核和彗发两部分。后来自 1920 年探空火箭、和对彗星近距离的探测，又发现有的彗星在的外面被一层由氢组成的巨云所包围，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、、、、、、、、等，还发现有比较复杂的（HCN）和甲基氰（CH?CN）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
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“”，是由微尘组成，呈黄色，是在太阳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“”，彗尾是朝向太阳系方向延伸的扇状或长钉状。一般一颗彗星有两条以上的不同类型彗尾。
彗星的轨道有[4]
、、三种。
椭圆轨道的彗星又叫，另两种轨道的又叫。周期彗星又分为和。一般彗星由和组成。彗头包括和两部分，有的还有。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，在长沙西汉古墓出土的帛书上就画有 29 幅。在晋书“天文志”上清楚地说明彗星不会发光，系因反射而为我们所见，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、组成的，在远离，它只是个状的小斑点；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；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，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。
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，轨道的将变小，从而使变为，甚至从非周期彗星变成了周期彗星以致被“捕获”。
彗星彗尾的产生
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。
（2）阳光的将尘埃推离太阳。
（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，物质蒸发到和彗尾中去，消耗了彗核的物质。有时以爆发的方式出现，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。
慧尾往往不止一条
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。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　
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、和卫星相撞，或受太阳辐射的蒸发，己消失迨尽，我们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，由于受到其它引力的影响，一部分彗星进入太阳系内部，又由于的影响，
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。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???～10?? 地球质量之间。
彗星彗星的故乡
。可能来至（Oort cloud）而短周期彗星可能来自（Kuiper Belt；凯伯带）。
（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。有些欧特彗星偶尔受到&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夹角的随意性。但短周彗星的轨道在的轨道面上，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 30～100 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，偶尔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 43 AU，而公转的周期为 291 年。又常被称为是（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、和，可能都是进入太阳系内部的柯伊伯带天体，而发现的瓜奥瓦（Quaoar），其大小约有冥王星的一半。
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 NH? 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 CH?，NH? 和 H?O 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 10? 厘米到大约 10? 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。这样的计划正在研究中。
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。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。
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（ 年）在 1705 年认识到它是周期性的。它的周期平均为 76.1 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。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 10? 千米，但彗尾常常很长，达 10? 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，入侵前夕，正逢回归。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“”、“”。像这种把彗星的出现和人间的战争、饥荒、洪水、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。
彗星观测方法
彗星的目视观测是青少年业余爱好者的主要观测项目，其方法筒单易做，经费少，大多数的业余观测者都能进行，而且也为部分专业观测者所运用。尽管照相观测已较普遍，但由于历史上保留有大量多颗彗星目视观测资料，因此，目视观测资料可同以前的联系起来，保持目视观测的连续性，并能很直观地反映彗星所在的状态，这对研究彗星演化有重要意义，一直受到国际彗星界的重视。
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。
彗星彗星的亮度估计
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，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：
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，在一对较亮和较之间内插彗星星等（内插方法见方法）。
（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。
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。
莫里斯方法（M 法）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（Bayer）方法，由于利用这个方法很困难，以及此法对亮度非常灵敏，一般不使用它来估计彗星的亮度了。
当一个彗星的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，四舍五入，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 6×1/10，于是估计的彗星星等为：0.6×0.7+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，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。
彗星彗星与生命
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 C?、CN、C?，另外还有 OH、NH、NH?、CH、Na、C、O 等原子和原子团。这说明彗星中富含。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－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像下小雨一样洒落在地球上－这就是地球上的生命之源。
彗星命名规则
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）。如的编号为 1993e 和 1994Ⅹ。
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，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。
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，如为 C/1995 O1）
X/ 尚未算出的彗星
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/P/P/P/Halley=哈雷彗星。
彗星中国人发现的彗星
截止 2015 年 4 月共计 14 颗：
60P Tsuchinshan 2（紫金山 2 号彗星）/发现者：团队
62P Tsuchinshan 1（紫金山 1 号彗星）/发现者：张钰哲团队
142P Ge－Wang（葛?汪彗星）/发现者：、汪琦
153P Ikeya－Zhang（池谷?张彗星）/发现者：
172P Yeung（杨彗星）/发现者：
292P Li（李彗星）/发现者：
C/1977 V1 Tsuchinshan (紫金山彗星)/发现者：紫金山天文台员工
C/1997 L1 Zhu-Balam (朱?巴拉姆彗星)/发现者：
P/1999 E1 Li (李彗星) 2 /发现者：李卫东
P/2007 S1 Zhao (赵彗星)/发现者：赵海斌
C/2007 N3 Lulin () /发现者：
C/2008 C1 Chen-Gao () /发现者：陈韬 高兴
P/2009 L2 Yang-Gao () /发现者： 杨睿 高兴
C/2015 F5 SWAN-XINGMING() /发现者：
彗星陨石流星关系
流星和彗星没有必然联系，但大都是彗星尾迹产生的。是的尘粒和固体块（）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（）向外辐射散开，这就是。
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、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。
彗星彗星各类
彗星酒精彗星
“科学家发现酒精彗星每秒喷500桶酒”报道[5]
：科学家观测发现，“洛夫乔伊”上喷射出来的是酿酒用的乙醇，彗星活跃时，每秒钟喷出20吨饱含乙醇的液体，大约相当于500桶酒。
彗星周期彗星
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。其他未有编号的周期彗星请参阅网站。
彗星通常是以发现者来命名，但有少数则以其者来命名，例如编号为“1P”的哈雷彗星，“2P”的和“27P”的克伦彗星。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。
编号/命名 中文名称发现者/再发现者 周期(年)
1P/Halley哈雷 76.01
2P/Encke恩克彗星Johann Franz Encke 3.30
3D/BielaBiela 6.62
4P/FayeFaye 7.34
5D/BrorsenBrorsen 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13.51
9P/Tempel 1坦普尔5.52
10P/Tempel 2坦普尔 5.38
11P/Tempel-Swift-LINEAR 坦普尔·斯威夫特·
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/OlbersOlbers 69.56
14P/Wolf沃尔夫彗星Wolf 8.21
15P/FinlayFinlay 6.76
16P/Brooks 2布鲁克斯2号彗星Brooks 6.89
17P/HolmesHolmes 7.07
18D/Perrine-Mrkos佩伦·马尔科斯彗星Perrine & Mrkos 6.72
19P/Borrelly 博彗星Borrelly 6.88
20D/Westphal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/DanielDaniel 7.06
34D/Gale彗星Gale11.17
35P/Herschel-Rigollet Herschel & Rigollet-里高莱特彗星155.91
36P/Whipple彗星Whipple 8.51
37P/Forbes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 范比斯彗星Van Biesbroeck 12.5
54P/de Vico-Swift-NEAT 德威科-斯威夫特-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 22号彗星6.95
61P/Shajn-Schaldach 沙因-沙尔达奇彗星Shajn & Schaldach 7.49
62P/Tsuchinshan 1紫金山天文台6.64
63P/Wild 11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 丘留莫夫-格拉西缅科彗星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/KohoutekKohoutek 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 11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彗星Bus 6.52
88P/Howell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7.21
99P/Kowal 1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、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 11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-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 & Vávrová15.58
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、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、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
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 22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维克-尤里奇彗星
184P/Lovas 2 洛瓦斯2号彗星
185P/Petriew彗星
186P/Garradd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
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彗星
196P/Tichy 迪奇彗星
197P/LINEAR 林尼尔彗星
198P/ODAS彗星
199p/Shoemaker 舒梅克彗星
200P/Larsen拉森彗星
201P/LONEOS 罗尼斯彗星
202P/Scotti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
213P Van Ness
214P LINEAR 林尼尔彗星
215P NEAT 尼特彗星
216P LINEAR 林尼尔彗星
217P LINEAR 林尼尔彗星
218P LINEAR 林尼尔彗星
219P LINEAR 林尼尔彗星
220P McNaught 麦克诺特彗星
221P LINEAR 林尼尔彗星
222P LINEAR 林尼尔彗星
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
以下是国际天文联合会列出的1935年以来出现的明亮彗星亮度排行榜
总星等 彗星编号/命名中文名称
(-10) C/1965 S1 (Ikeya-Seki)
(-5.5) C/2006 P1 (McNaught) 麦克诺特彗星
-3.0 C/1975 V1 (West)
(-3) C/1947 X1 (Southern comet) 南天彗星
-0.8 C/1995 O1 (Hale-Bopp)
(-0.5) C/1956 R1 (Arend-Roland) 阿伦-罗兰彗星
(-0.5) C/2002 V1 (NEAT) 尼特彗星
0.0 C/1996 B2 (Hyakutake)
0.0 C/1969 Y1 (Bennett)
(0) C/1973 E1 (Kohoutek) 科胡特克彗星
(0) C/1948 V1 (Eclipse comet)
(0) C/1962 C1 (Seki-Lines) 关-林恩斯彗星
0.5 C/1998 J1 (SOHO) 索霍彗星
1．0 C/1957 P1 (Mrkos) 马尔科斯彗星
(1) C/1970 K1 (White-Ortiz-Bolelli)
1．7 C/1983 H1 (IRAS-Araki-Alcock) 艾拉斯-荒贵-阿尔科克彗星
(2) C/1941 B2 (de Kock-Paraskevopoulos)
(2.2) C/2002 T7 (LINEAR) 林尼尔彗星
2．4 1P/1982 U1 (Halley) 哈雷彗星
(2.4) 17P (Holmes) [Oct. 2007] 霍尔姆斯彗星
2．5 C/2000 WM_1 (LINEAR) 林尼尔彗星
2．7 C/1964 N1 (Ikeya) 池谷彗星
2．8 C/2001 Q4 (NEAT) 尼特彗星
2．8 C/1989 W1 (Aarseth-Brewington) 阿塞斯-布鲁英顿彗星
2．8 C/1963 A1 (Ikeya) 池谷彗星
2．9 153P/2002 C1 (Ikeya-Zhang) 池谷-张彗星
3．0 C/2001 A2 (LINEAR) 林尼尔彗星
3．3 C/1936 K1 (Peltier)提尔彗星
(3.3) C/2004 F4 (Bradfield) 布雷得菲尔德彗星
3．5 C/2004 Q2 (Machholz)
3.5 C/1942 X1 (Whipple-Fedtke-Tevzadze)
3．5 C/1940 R2 (Cunningham)彗星
3．5 C/1939 H1 (Jurlof-Achmarof-Hassel)
3．5 C/1959 Y1 (Burnham)
3．5 C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) 多胡-佐藤-小坂彗星
3．5 C/1980 Y1 (Bradfield) 布雷得菲尔德彗星
(3.5) C/1961 O1 (Wilson-Hubbard) 威尔逊-哈巴德彗星
(3.5) C/1955 L1 (Mrkos)
3．6 C/1990 K1 (Levy) 利维彗星
3．7 C/1975 N1 (Kobayashi-Berger-Milon) 小林-博尔格尔-米伦彗星
3．9 C/1974 C1 (Bradfield) 布雷得菲尔德彗星
3．9 C/1937 N1 (Finsler)
彗星最亮彗星列表
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(Abbott)
-7 0.585 +0.0 66 哈雷彗星此次回归只有 0.033 AU
-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
-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
-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
love joy彗星
历史上绝对亮度最大的彗星近日点远达 4.1 AU，所以并不算亮
彗星地球“送水工”
乌鸦座周围发生的一场“彗星风暴”
大约 45 亿年前地球形成的时候，太阳的热量把太阳系里的大部分水分赶到了星系的外围地区，这些水分至今还以冰冻的形式存在于土星环，木星的卫星欧罗巴，海王星、天王星以及数以十亿计的彗星之中。但是地球上也有足够的水分，一直以来科学家们都很好奇这些水是怎么来的[6]
目前有一种主流理论认为：这些水是地球形成约 5 亿年之后，一连串呼啸撞向太阳的彗星带来的。上周科学家发现至少部分彗星拥有和地球上的水相同化学特性的物质，这一理论的研究取得了重大进展。
就在这一研究进展公布后不久，美国天文学家又发现了支持上述理论的另一个重要证据。这一证据来自北半球能观测到的一颗明亮恒星－的 Eta Corvi，这颗恒星距离地球约 400 万亿英里远。美国约翰·霍普金斯大学的首席研究员凯里·利斯说：“在那里我们观测到一场原始彗星‘风暴’，它猛烈地撞击了离它比较近的一个星体。”
利斯和他的同事们观测到的实际上是一些宇宙尘埃的红外特征，这些尘埃与乌鸦座的距离大约 3 个天文单位远，也就是 3 个从地球到太阳的距离。斯皮策红外太空望远镜的详细观测表明，它们是巨大岩石星体发生强烈撞击而产生的。利斯说：“我们观测到了纳米钻石和非结晶体的硅，这表明与彗星相撞的天体最小体积相当于小行星谷神星，最大则是地球的几倍。”
由这一观测结果还不足以得出宇宙尘埃是由撞击产生的结论。利斯承认除了由小彗星组成的“风暴”外，他也观测到一个大体积星体的残迹。“结果我们还不能确定，现在只知道有大量物质喷射到周围。”利斯及其同事并不能观测到所有的物质，他们所观测到的是只包含冰粒和有机化合物的特殊物质，而这些物质只有粉碎的彗星才有。
除此之外，这些遥远的尘埃所具有的化学特征和 2008 年落入苏丹的 AlmahataSitta 陨星非常吻合。该陨星很可能来自海王星以外的柯伊柏带（Kuiper Belt），那里分布着数十亿颗彗星，冥王星和等矮行星也分布在那个区域，事实上它们本身就属于巨大的彗星。
汇集所有的发现，你就会得到一幅描绘太阳系诞生 10 亿年之后，水分甚至是形成生命的基础物质是如何出现在地球上的画面。因为乌鸦座的星系已经形成 10 亿年了，自然而然地就会产生这样一个问题：那里是否有可能存在生命？一开始你可能不会这样认它有利于生命形成的彗星“风暴”的证据。然而当前的答案是：没有。“我们研究了大约 1000 个星系，满足这个条件的就只有乌鸦座。”但他同时也强调这并不意味着其他区域没有这种证据。如果得到美国国会的批准，詹姆斯·韦伯太空望远镜最早能在 2018 年投入使用，那么这架更加灵敏的望远镜可以找到更多令人期待的线索。也就是说，得出“地球上的生命源于一次宇宙意外相撞事故”的结论还为时过早。
．新华网[引用日期]
．网易[引用日期]
．人民网．[引用日期]
．百度百科．[引用日期]
．网易．[引用日期]
．腾讯科技[引用日期]
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