彗头中央最明亮的部分为彗核，它的外面包围着彗发，再外面还包着一层稀薄的氢云，称为彗云。
彗尾总是背向太阳，且离太阳越近，彗尾越长。彗尾的形状多种多样，有的细而长，有的短而粗，有的呈扁形，有的呈针叶状。细长的彗尾主要由电离的离子、气体分子组成，叫离子彗尾，这种彗尾呈蓝色。短粗而且弯曲的彗尾主要由尘埃粒子组成，叫尘埃彗尾，呈黄褐色。有的彗星两种彗尾兼而有之，如海尔-波普彗星。多数彗星只有一条彗尾，但也有的彗星出现两三条彗尾甚至更多。
彗星是太阳系内的“流浪汉”，行踪很不稳定。多数彗星沿着一个偏心率很大的椭圆轨道绕着太阳运转，少数彗星的轨道是近圆形。也有些彗星沿抛物线或双曲线轨道运行，当它们绕过太阳之后，就一去不复返。
运行周期在200年以内的叫短周期彗星，大于200年的叫长周期彗星。短周期彗星的轨道倾角一般在30°左右，多数是自西向东绕日运转即顺行，极少数是逆行。长周期彗星和非周期彗星轨道倾角的范围很大，顺行、逆行的都有。有的彗星轨道倾角可以达到90°，还有的甚至超过90°，如哈雷彗星的轨道倾角是162.2°。
二、如何发现与报告彗星
一般来讲，选用10～15厘米口径、放大率在20倍左右、视场大于2°的望远镜就可以做搜寻彗星的工作，当然口径更大的望远镜更有利。南京天文仪器厂生产一种口径12厘米、焦距102.4厘米的折射望远镜，配备特制的五片型目镜，观测视场可达3.8°，可用于搜寻彗星。此外，寻彗观测必需的工具还有星图、钟表、笔、记录本、照明器等。
（一）怎样搜寻彗星
选重点天区搜寻彗星。彗星在近日点附近时反射太阳光才会比较亮，因此绝大多数彗星都是在离太阳角距90°以内发现的，也就是说，寻彗观测的重点是围绕太阳90°角距以内的那部分天区。如果在这一范围内没有找到目标，再向大于90°角距的星空搜寻。显然，前半夜西半天球是重点，逐渐转向西北半天球；午夜前后，转向北半天球；后半夜，重点搜寻东北天球，到黎明前转向东半天球。为了能在背景上区分出略亮于背景的斑块，自然应选择无月光的晴夜做巡天观测。有月光时，因天空背景增亮，只能看到很亮的彗星。
根据彗星过近日点附近的三个点的观测资料(位置和经过此点的时刻)，可确定彗星的轨道根数，因此，对某一彗星至少要进行三次以上的观测。注意要准确记录每次的观测时刻，彗星的位置(赤经、赤纬或地平高度、方位角)等，以便确定它的轨道参数。
注意彗星与其他天体的区别。发现新彗星是非常激动人心的。彗星最初出现在繁星中间是一个不太亮的模糊的小斑点，但它相对于周围的恒星有缓慢的移动，搜寻彗星，就以这种模糊的亮斑为对象。一旦找到这样的天体，还不能说已经发现了彗星，因为这个斑块也有可能是星云或者星团。这就要看星图上这一位置是否有已知的星团或星云。另外，要观测斑点有无相对于恒星背景的运动，如果相隔几十分钟就看出它相对背景恒星有明显的移动，它就不是星团或者星云，而很可能是彗星。当然，相对于恒星背景有运动的天体还有小行星、人造地球卫星、流星或者火流星等。暗的小行星一般不可能在较小的望远镜里看到，而人造地球卫星的移动要比彗星快得多。流星或火流星稍纵即逝，亮度变化迅速，和彗星有明显的区别，因此彗星是比较容易辨认的。
搜寻彗星的具体方法。进行彗星的巡天观测要非常熟悉星空，具体可采用三种观测方法。
①等高平移法：即“之”字形扫描。将望远镜安装在地平装置上，使望远镜指向略高于地平的一个角度，在左右各90°的范围内逐渐改变方位角，扫过这一高度的天空，若没有找到，再升高望远镜的视角高度，注意升高的角度要使扫视的区域与第一层扫视区衔接，然后固定望远镜，重复改变方位角的扫视。为避免疏漏，每一层要来回各扫视一次。这样层层改变高度，直至天顶为止。
②沿垂直方向的平行带对天空作上下扫描观测：这些平行带应稍有重叠。
③选区扫视法：如果已知可能出现彗星的大致天区，就可以来取选区扫视法。选区扫视法可以突出重点，提高搜彗效率。
（二）怎样撰写彗星发现报告
发现雾状斑点，并排除了它是星团或者星云的可能性之后，应详细记录有关情况，并尽快通过传真或互联网向国际天文联合会(IAU)第20组“小行星、彗星、流星专业委员会”报告，以争取最先发现权。
彗星发现报告包括以下内容：
①观测者姓名，观测地址(邮编、电话或电子信箱号)；
②发现的日期和时刻(世界时)；
③彗星的亮度，位置(赤经、赤纬或方位角、地平高度)；
④彗星的颜色，形态(彗头形态、彗发直径、彗尾长度)；
⑤彗星在恒星间移动的方向及移动速度；
⑥观测所用的仪器：望远镜的口径、焦距、类型；若目视发现注明望远镜的放大率；若照相观测发现，要说明照相方法，底片类型、感光度，开始和结束露光的时间，显影液、温度、显影时间，能拍到的最暗星等；
⑦天气状况：大气的能见度，云量覆盖情况等。
三、彗星的照相观测
彗星的照相观测是天文爱好者常用的方法，它比目视观测更有优越性，这不仅因为可以准确地测定彗星相对于恒星的位置，而且可以累积曝光时间，便于发现暗弱的彗星，其形状也会更清晰。
对于较亮的彗星，用普通相机和广角镜头相机均可进行固定拍摄。拍摄时相机要固定在三脚架上，露光时间为几秒钟至半分钟。如果彗星恰在地平附近，由于可将地面景观同时摄入镜头，更为照片增色。
在带转仪钟的望远镜(如口径10～20厘米、焦距大约1米左右的望远镜)物镜的焦平面附近加一个接口，将去掉镜头的135相机安装在接口上，即可组成一个专用的彗星照相望远镜，对彗星进行跟踪拍摄。观测时利用导星镜对准彗核导星，则能拍出相当好的彗星照片。采用感光度ISO 100或400的胶卷，露光时间可从几分钟到1小时，照片可显示彗星细节，还能拍到背景恒星；若再拍摄上地景，就能得到一张很漂亮的彗星照片。
四、彗星的CCD成像观测
进行CCD成像观测需要有一套CCD成像装置，以及驱动电路和电源、致冷设备(用于科研的CCD用液氮致冷，科普用的CCD一般用半导体致冷)和计算机(装入相应的软件)，通过接口把CCD成像装置接在望远镜的焦平面附近，即可进行CCD成像观测。
电源接通后，要有一段时间使CCD致冷(一般达到－110摄氏度)，然后在快门打开前先记录暗流值，以备处理资料用。观测时，将彗星导入CCD探测器上，利用计算机设置曝光时间(这要依据望远镜的口径、彗星的亮度来定)。如果曝光时间长于1分钟，则必须要在拍摄的同时进行导星。如果要做资料的科学处理，还必须拍摄平场，即对着散射的光(如用钨丝灯照射到白布上或利用天光)拍摄后存盘。
资料处理在计算机上用专门软件来完成，可直接得到CCD图像。科学研究要求的CCD资料处理包括如下步骤：
①消除图像上的热点、死点及宇宙线(来自宇宙的高能粒子)；
②用彗星的图像减去暗流，再减去背景光(如天光)，得到纯彗星图像，即纯彗星的图像=彗星的图像－暗流－背景光。
③纯彗星图像被平场除，最后得到真正的彗星图像强度，即：
真正的彗星图像强度=观测彗星的图象强度－暗流－背景光平场－暗流。
④研究彗星的喷流，确定它的位置、喷射的方向和强度等。
天文爱好者朋友们，如果你们的望远镜有CCD成像系统，一定要学会使用这最先进的设备，按照上述方法观测彗星图像。
五、彗星的分光观测
彗星的分光观测对了解彗星的结构与成分，进而了解天体起源、演化等有重要意义。把摄谱仪接到望远镜上，就可构成能够拍摄天体光谱的仪器--天体光谱仪。
摄谱仪是光谱仪最核心的部件，它由三部分组成：
①准直部分：包括狭缝和准直镜，它的作用是把入射光变成平行光。
②色散元件：如棱镜或光栅，它的作用是把入射的平行光分解成光谱。
③照相部分：利用照相机使光谱成像，然后用底片或用CCD接收，从而获得光谱。
采用不同的色散元件就构成不同的光谱仪。
天文爱好者对彗星进行分光观测可使用口径10～20厘米、焦距50厘米以上的折射望远镜(一定要有跟踪装置)，在焦平面用一个接口接上卸去镜头的135相机机身，并在物镜前面安装一个小顶角为10°～15°左右的棱镜，棱镜要略大于物镜。
照相的露光时间要依据彗星的亮度、棱镜的吸光和望远镜的光力来决定。在同一张底片上应当拍上实验室标准灯源如铁或氖灯的光谱，以便认证彗星光谱的化学成分。一些天文爱好者朋友没有标准灯源设备，可以拍摄天光的光谱。天光的光谱就是太阳光的光谱。
根据彗星的光谱观测分析，可知彗星物质主要由水(H2O)、氨(NH3)、甲烷(CH4)、氰(C2N2)、氮(N2)、二氧化碳(CO2)等组成。近年来通过射电观测发现，彗星上还存在着氰化氢(HCN)和乙脯(CH3CN)等有机化合物的分子和多种离子。这说明彗星上还保存着太阳系形成时期的有机分子，有着生命的遗迹。（第五节）如何观测月球？
月球是地球唯一的天然卫星，它像一个忠实的卫士，永远面向着地球围绕地球转。星际航行时代来临后，人们已从太空飞船拍摄的照片上一睹它背面的芳容，并实现了登月的梦想；1998年“月球勘探者号”又传回了月球两极有冰的喜讯。我们对月球进行观测活动，可加深对月球的认识，特别是比较月球两极与赤道区域偏振光的差异，更有着科学意义。
一、月球表面的目视观测
月面上主要有两种地形。一种是由凝固的熔岩构成的盆地，天文学家称之为“月海”。我们用望远镜看到月面的暗区就是月海，当然月海里一滴水也没有，它是广阔的平地。月球上的月海绝大多数分布在朝向地球上的一面，如“雨海”、“澄海”、“危海”、“丰富海”、“酒海”、“云海”、“冷海”、“静海”、“湿海”，最大的叫“风暴洋”。高出月海的地区称为“月陆”。
月面上的另一种地形是山脉。有连绵险峻的高山，最高峰达8千米～9千米，比地球上的珠穆朗玛峰还要高；有为数众多的环形山，直径大于1千米的环形山有3万个以上，最大的环形山直径有二三百千米。最深的环形山是牛顿环形山，深达8 700多米。较为年轻的环形山一般都有辐射纹，从望远镜中看去，它们像棕树叶似的铺展开去。着名的哥白尼环形山、第谷环形山都有辐射纹，它们向外延伸长达1 000多千米。月面上也有一些绵延数百千米的山脉，最长的亚平宁山长达640千米。此外，月面上还有长数百千米、宽几千米至几十千米的大裂缝(称作月谷)，好像地球上的大峡谷。
二、月球的白光照相
对月球进行白光照相对于认识月球及学习天体照相方法是很有益的。线偏振光；光沿与xoy平面垂直的z方向传播，电矢量在xoy平面内振动；0为通过偏振片后的光由于月球比较亮，较小口径的望远镜(60～400毫米)，光力为1/9左右的折射望远镜和光力1/15左右的反射望远镜都适合于月面照相。
月球像的拍摄方法月球像可采用两种方法拍摄。
①焦面像的拍摄：在望远镜物镜的焦平面处放置底片即可拍摄焦面像。设F为望远镜物镜的焦距(以毫米为单位)，则月球焦面像的直径d(以毫米为单位)为：
d=2Ftan(θ/2)
式中，θ为月球的视角直径，平均为31角分，故月球像的直径d=0.009F。如果使用光力130/1950的折射望远镜，即F=1950毫米，可以获得直径为17.6毫米的月面像；类似地，若使用光力80/1200的折射望远镜，可以获得直径10.8毫米的月面像。
②投影像的拍摄：调整望远镜目镜的位置，使之向后移动，以在望远镜的投影屏上呈现出清晰的月像。在投影屏处安装一底片盒(附带有快门装置)，即可拍摄放大的月球的投影像。这种装置同样可用于拍摄太阳(须加减光装置)，所以叫日月照相机。
拍摄投影像时，在望远镜的投影屏上所呈的月像直径S，与望远镜的目镜焦距f2、目镜的聚焦度X，以及焦面像的直径d有关，即：S：df2/х例如，用光力80/1200的折射望远镜，月球焦面像的直径d=10.8毫米，使用焦距为10毫米的目镜，当目镜的聚焦度x=1毫米时，在投影屏上月球像的直径S=108毫米。
怎样拍摄好月球照片为了得到清晰的月球照片，应注意以下两个环节：
①注意调焦：通过观察相机暗箱后背调焦屏磨砂玻璃上所成的像(普通相机可利用取景器)进行调焦，直到使所呈的月面像清晰为止；再经过实际反复拍摄月面像观其结果，最后确定出最佳调焦位置。焦距调好后把调焦屏去掉，换上底片盒，即可正式拍摄。
②露光时间的选择：拍摄月面照片的露光时间取决于望远镜的光力、月相(新月或满月等)、月球的地平高度以及照相底片的灵敏度等。可利用相机内的测光器测光，经过多次试验后确定露光时间。例如望远镜的光力为1/15，附有转仪钟，当使用ISO 100底片拍摄满月焦面像时，露光时间约为1/15秒；拍摄直径10厘米的投影像时，露光时间约为1秒。在上弦或下弦时拍摄月面，露光时间约为满月时的4倍；在新月或残月时拍摄，露光时间约为满月时的1.2倍。拍摄月球表面明暗界线范围附近的目标，需要设定不同的露光时间，这可通过实际的试拍来确定。
三、月球的偏振照相
天体的电磁辐射是天文学家获取天体各种信息的主要来源，而偏振特性是描述天体辐射的重要特性之一。大家知道，电磁波是一种横波，即其电矢量(或磁矢量)在垂直于电磁波传播方向的平面内振动；若在各个方向振动几率相等就是自然光，若只沿某一固定方向振动则称为线偏振光。天体发出的自然光经固体反射，尘埃微粒、大气分子散射等作用后，便可形成偏振光。月光是月球对太阳光的反射，它就具有偏振光的性质。通过月球的偏振光照相，天文学家可以了解月球上物质的性质，并比较月球上不同区域如两极与赤道附近物质组成的差异。
人们利用偏振棱镜或偏振片等偏振器件来进行偏振观测。偏振棱镜是用石英、方解石等晶体制作的，价格较贵。比较便宜又便于安装的是人造偏振片，它是利用一些具有二向色性的晶体如电气石、海拉伯斯晶体等按一定方式切成薄片夹在保护玻璃之中制成的。它只让一种方向的偏振光通过，而吸收或散射与它方向垂直的另一种偏振光。偏振片可以到一些光学仪器厂订购，也可以到照相器材商店去选购。注意要选用透射率均匀，表面各处偏振方向一致的偏振片。