什么是彗星 什么是彗星呢
\u4ec0\u4e48\u662f\u5f57\u661f\uff1f\u5f57\u661f\u662f\u4e00\u79cd\u5f88\u7279\u6b8a\u7684\u661f\u4f53\uff0c\u4e0e\u751f\u547d\u7684\u8d77\u6e90\u53ef\u80fd\u6709\u7740\u91cd\u8981\u7684\u8054\u7cfb\u3002\u5f57\u661f\u4e2d\u542b\u6709\u5f88\u591a\u6c14\u4f53\u548c\u6325\u53d1\u6210\u5206
中文名称：彗星 英文名称：comet 其他名称：扫帚星 定义：当靠近太阳时能够较长时间大量挥发气体和尘埃的一种小天体。 应用学科：天文学（一级学科）；太阳系（二级学科） 本内容由全国科学技术名词审定委员会审定公布百科名片
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。
目录
彗星介绍
观测彗星
彗星的轨道
彗星的结构
彗尾的产生
彗星的起源太阳系的起源
彗星的起源
彗星的故乡
观测
观测方法
彗星的性质
彗星与生命
彗星的命名规则
和陨石、流星的关系
永久编号周期彗星
最亮的彗星列表
彗星剧本
同名电影
彗星浏览器基本介绍
软件特点
彗星介绍
观测彗星
彗星的轨道
彗星的结构
彗尾的产生
彗星的起源 太阳系的起源
彗星的起源
彗星的故乡
观测
观测方法
彗星的性质彗星与生命彗星的命名规则和陨石、流星的关系永久编号周期彗星最亮的彗星列表彗星剧本同名电影彗星浏览器
基本介绍 软件特点展开 编辑本段彗星介绍
彗星
彗星是星际间物质，英文是Comet，是由希腊文演变而来的，意思是“尾巴”或“毛发”，也有‘长发星’的含义。而中文的“彗”字，则是“扫帚”的意思。在《天文略论》这本书中写道：彗星为怪异之星，有首有尾，俗象其形而名之曰扫把星。《春秋》记载，公元前613年，“有星孛入于北斗”，这是世界上公认的首次关于哈雷彗星的确切记录，比欧洲早600多年
编辑本段观测彗星
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。彗星属于太阳系 小天体。 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[1]，牛顿的朋友和捐助人哈雷（1656一1742年）在1705年认识到它是周期性的。它的周期是76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。它最近一次是在1986年通过的。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气体云包围彗核。太阳的紫外光引起这种气体发光。彗发的直径通常约为105千米，但彗尾常常很长，达108千米或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，诺曼人入侵英国前夕，正逢哈雷彗星回归。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“扫帚星”、“灾星”。像这种把彗星的出现和人间的战争、饥荒、洪水、瘟疫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。
编辑本段彗星的轨道
彗星的轨道有椭圆、抛物线、双曲线三种。 彗星
椭圆轨道的彗星又叫周期彗星，另两种轨道的又叫非周期彗星。周期彗星又分为短周期彗星和长周期彗星。一般彗星由彗头和彗尾组成。彗头包括彗核和彗发两部分，有的还有彗云。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，在长沙马王堆西汉古墓出土的帛书上就画有29幅彗星图。在晋书“天文志”上清楚地说明彗星不会发光，系因反射太阳光而为我们所见，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，就连大彗星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、尘埃组成的，在远离太阳时，它只是个云雾状的小斑点；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，但目前观测到的仅约有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，称为周期彗星；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，称为非周期彗星，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。 目前，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，轨道的偏心率将变小，从而使长周期彗星变为短周期彗星，甚至从非周期彗星变成了周期彗星以致被“捕获”。
编辑本段彗星的结构
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，彗发变得越来越大，彗尾变长，体积变得十分巨大。彗尾最长竟可达2亿多千米。彗星的质量非常小， 绝大部分集中在彗核部分。彗核的平均密度为每立方厘米1克。彗发和彗尾的物质极为稀薄，其质量只占总质量的1%~5%，甚至更小。彗星物质主要由水、氨、甲烷、氰、氮、二氧化碳等组成，而彗核则由凝结成冰的水、二氧化碳(干冰)、氨和尘埃微粒混杂组成，是个“脏雪球”！ 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、人造卫星和宇宙飞船对彗星近距离的探测，又发现有的彗星在彗发的外面被一层由氢原子组成的巨云所包围，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，平均密度小于地球大气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、羟基、氧、硫、碳、一氧化碳、氨基、氰、纳等，还发现有比较复杂的氰化氢(HCN)和甲基氰(CH3CN)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、氢基和其他电离的分子。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“尘埃彗尾”，是由微尘组成，呈黄色，是在太阳光子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“反常彗尾”，彗尾是朝向太阳系方向延伸的扇状或长钉状。一般一颗彗有两条以上的不同类型彗尾。
编辑本段彗尾的产生
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动量。 （2）阳光的辐射压将尘埃推离太阳。 （3）太阳风将带电粒子吹离太阳。 （4）朝向太阳的万有引力吸力。 这些效应的相互作用使每个彗尾看上去都不一样。当然，物质蒸发到彗发和彗尾中去，消耗了彗核的物质。有时以爆发的方式出现，比拉彗星就是那样；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。
编辑本段彗星的起源
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内太阳系。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，这团云气或许受到超新星爆炸震波的压缩，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、行星和卫星相撞，或受太阳辐射的蒸发，己消失迨尽，我们现在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彗星群。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 彗星
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银河系内。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10-13至10-3地球质量之间。
彗星的故乡
现在广为天文学家所接受的理论认为，太阳系大家族包括八大行星与外围的柯伊伯带与欧特云。长周期彗星可能来至欧特云(Oort cloud)而短周期彗星可能来自柯伊伯带(Kuiper Belt；凯伯带)。 欧特云理论(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。有些欧特彗星偶而受到"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 彗星
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黄道面夹角的随意性。但短周彗星的轨道在太阳系行星的轨道面上，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到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，偶而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，在越过海王星的轨道时，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43AU，而公转的周期为291年。柯伊伯带天体又常被称为是海王星外天体(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，天文学家认为冥王星、冥卫一和海卫一，可能都是进入太阳系内部的柯伊伯带天体，而最近发现的瓜奥瓦(Quaoar)，其大小约有冥王星的一半。
编辑本段观测
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。彗星属于太阳系 小天体。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（1656一1742年）在1705年认识到它是周期性的。它的周期是76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。它最近一次是在1986年通过的。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气体云包围彗核。太阳的紫外光引起这种气体发光。彗发的直径通常约为105千米，但彗尾常常很长，达108千米或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，诺曼人入侵英国前夕，正逢哈雷彗星回归。当时，人们怀有复杂的心情，注视着夜空中这颗拖着长尾 彗星
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“扫帚星”、“灾星”。像这种把彗星的出现和人间的战争、饥荒、洪水、瘟疫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。
编辑本段观测方法
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。尽管现在的照相观测已较普遍，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光度，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： 1、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，在一对较亮和较暗恒星之间内插彗星星等（内插方法见莫里斯方法）。 （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。 2、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。 3、莫里斯方法（M法） 彗星
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，还有拜尔（Bayer）方法，由于利用这个方法很困难，以及此法对天空背景亮度非常灵敏，目前一般不使用它来估计彗星的亮度了。 当一个彗星的目视星等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恒星亮度之差数，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，四舍五人，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6X1／10，于是估计的彗星星等为：0.6X0.7＋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星图，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。
编辑本段彗星的性质
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NH2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CH4，NH3和H2O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硅酸盐粒子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104厘米到大约105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。目前这样的计划正在研究中。 彗星
编辑本段彗星与生命
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 [2]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。
编辑本段彗星的命名规则
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）。如舒梅克‧利维九号彗星的编号为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，国际天文联合会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。 其后再 彗星
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，
详见http://baike.baidu.com/view/2966.htm
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
彗星是星际间物质，英文是Comet，是由希腊文演变而来的，意思是“尾巴”或“毛发”，也有‘长发星’的含义。而中文的“彗”字，则是“扫帚”的意思。在《天文略论》这本书中写道：彗星为怪异之星，有首有尾，俗象其形而名之曰扫把星。《春秋》记载，公元前613年，“有星孛入于北斗”，这是世界上公认的首次关于哈雷彗星的确切记录，比欧洲早600多年
当靠近太阳时能够较长时间大量挥发气体和尘埃的一种小天体
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