大彗星

大彗星是對地球上的觀測者來說特別明亮和壯觀的彗星。彗星是太陽系中小天體之一類。由冰凍物質和塵埃組成。當它靠近太陽時即為可見。太陽的熱使彗星物質蒸發，在冰核周圍形成朦朧的彗發和一條稀薄物質流構成的彗尾。由於太陽風的壓力，彗尾總是指向背離太陽的方向。

基本介紹

• 近日距離：8,800萬公里（0.59天文單位）
• 遠日距離：53億公里（35.31天文單位）
• 公轉周期：76年
• 軌道偏心率：0.967

基本信息

大彗星

大彗星是對地球上的觀測者來說特別明亮和壯觀的彗星，以過去的數字來看，平均約10年才會出現一顆。

要預測某顆彗星是否能成為大彗星是很困難的，有許多因素都會造成彗星的光度與預測的不同。一般而言，有巨大或活躍核心的彗星，如果夠接近太陽，從地面觀察時在最亮的時刻又沒有被太陽遮蔽掉，它就有機會成為大彗星。

彗星在被發現後，會以發現者的名字做為正式的名稱，但有些特別亮的反而會以最明亮的年份直接稱為XX年大彗星。

定義

大彗星的定義很明顯是相當主觀的，但無論如何，能夠被稱為大彗星的一定是亮到不用刻意去尋找，以肉眼就能直接看到它；並且不屬於天文社團的一般人也都知道他的名字。

對多數人來說，不管怎樣，大彗星很單純的就是一種美麗的景象。

相關信息

1996年的百武彗星。大多數的彗星都不能亮到肉眼可以直接看見的程度，它們在進入內太陽系後，除了天文學家之外，也沒有人看過它們。然而，偶爾的，有些彗星能達到肉眼可以直接看見的亮度，但能亮到比最亮的恆星還要亮的則真的很罕見。影響彗星亮度的主要因素至少有下列三個：

大彗星

核心的大小和活動

彗核的尺寸從較小的數百米到數公里不等。當它們接近太陽時，大量的氣體和塵埃會因為太陽的加熱而從核心噴發出來。一個關鍵的因素是如何讓核心活躍，才有可能成為大而亮的彗星。在經過數次的回歸之後，彗核中易於揮發的物質會比第一次進入太陽系內的要少，因此也較不容易成為明亮的彗星。

近日點的探討

一個單純反光體的亮度與太陽距離的平方成反比，也就是說如果一個物體與太陽的距離增加一倍，亮度就會下降四倍。然而，彗星的光度除了反射陽光之外，還有很多的光來自於大量揮發性氣體發射出的螢光，而且這些氣體也會反射陽光。因此，彗星的光度變化大致上是與距離的立方成反比，因此當距離縮為原來的一半時，彗星的亮度會增加八倍。

大彗星

這意味著彗星的最大亮度取決於他與太陽的距離。對大多數的彗星而言，它們的軌道近日點仍在地球軌道之外，而任何一顆彗星只要能接近太陽至0.5天文單位或更接近，就有成為大彗星的機會。

接近地球的方式

哈雷彗星衛星要看起來很壯觀，他還需要靠近地球才行。以哈雷彗星為例，在76年的周期中，當進入內太陽系時它通常都很明亮，但是在1986年接近太陽時，它與地球的距離卻可能是最遠的一次。雖然還能以肉眼直接看見，但絕對稱不上是壯觀。

能夠合於以上三個條件的彗星絕對夠資格是壯觀的彗星。有時，不符合其中一個條件的彗星反而更能令人留下深刻的印象。例如，海爾-波普彗星有一個非常巨大（直徑40公里）與活躍的核心，雖然沒有很接近太陽，它仍然因為很容易看見而成為很著名的大彗星。同樣的，百武彗星其實只是一顆小彗星，但卻因為非常靠近地球而被稱為大彗星。

曾出現大彗星

過去兩個世紀曾出現過的大彗星如下：

1811年大彗星 1843年大彗星

大彗星

1858年 多納蒂彗星

1861年大彗星

1882年大彗星

1910年 哈雷彗星

1910年白晝大彗星

1928年 斯基勒魯普-馬里斯塔尼彗星

1957年 阿蘭德-羅蘭彗星

1962年 關-萊恩斯彗星

1965年 池谷-關彗星

1970年 班尼特彗星

1976年 威斯特彗星

1996年 百武彗星

大彗星

1997年 海爾-波普彗星

2007年 麥克諾特彗星

2007年 霍爾姆斯彗星

超過兩個世紀前的大彗星如下：

1106年大彗星

1402年大彗星

1577年大彗星

1680年大彗星

1729年大彗星

拍攝

無論在什麼時候，天空中出現的大彗星總是人們關注的目標，誰都想爭睹明亮、帶著“長而大尾巴”的大彗星的芳容。大彗星平均十多年會出現一顆，一般星等亮於 1等，目視也非常壯觀。上世紀末連續出現的海爾－波普彗星和百武彗星都堪稱是“世紀大彗星”。用固定攝影的方法想拍下大彗星，一要用較快速的膠捲（ISO800或以上），二要根據彗星的大小選用大光圈鏡頭。

大彗星

跟蹤攝影

用跟蹤的方法拍攝流星雨、銀河、月亮、彗星等

用固定攝影的方法可以拍攝的項目除了“星跡周日運動”和“日、月食葫蘆串”以外，其餘都可以用跟蹤方法進行拍攝，而且效果更好。對於廣角或標準鏡頭來說，因其視場大，對赤道的跟蹤精度要求也不是太高。

用廣角鏡頭跟蹤拍攝流星雨時，將輻射點置於視場內，曝光5－30分鐘（也可更長），能獲得相當好的效果：多顆流星以輻射點為中心向四面呈輻射狀射出，恆星成點、流星成線。用跟蹤方法拍攝銀河也不需要考慮曝光時間的限制，可用較低速膠捲拍攝出更細膩、更壯觀的銀河。

用跟蹤的方法拍攝月亮倒顯不出太大優勢，只是在進行目鏡投影或其他放大方法拍攝月面局部細節時，因需要較長的曝光時間（1秒或更長），必須用跟蹤拍攝。為防止震動對拍攝效果的影響，也可採取鏡前曝光的方法：裝上主鏡蓋擋住主鏡，打開B門，然後移開主鏡蓋再擋住，手動控制曝光時間。只是曝光時間不易掌握，需要經過長期實踐才行。

用廣角鏡頭或標頭跟蹤拍攝大亮彗星的方法其實與固定拍攝並無太大差別，因為視場較大，彗星相對於恆星背景的移動可以忽略不計，更容易拍攝出彗星的一條或幾條彗尾。暗弱彗星的拍攝則非常難，方法與拍攝深空天體（參閱下文“深空天體的拍攝”）較類似，不過更難掌握。因為彗星相對於恆星背景的移動是很明顯的，大視場拍攝時可以忽略，但拍攝暗弱彗星時都是用較長焦距的望遠鏡，彗星的移動對拍攝造成嚴重影響，這時我們不能以恆星作為導星，而只能以暗弱彗星本身為導星。

哈雷彗星

大彗星

（Halley's comet)第一顆經推算預言必將重新出現而得到證實的著名大彗星。當它在1682年出現後，英國天文學家哈雷注意到它的軌道與1607年和1531年出現的彗星軌道相似，認為是同一顆彗星的三次出現，並預言它將在1758年底或1759年初再度出現。雖然哈雷死於1742年，沒能看到它的重新出現，但在 1759年它果然又回來，這是天文學史上一個驚人成就。這顆彗星因而命名為哈雷彗星。

英國天文學家哈雷（與牛頓同時）曾因預測他在1682年觀測過的一顆彗星應在1758年重返再現而揚名．他的預見系根據他所推導的彗星軌道和該彗星以前曾經在與此軌道相符合的時刻出現過這一事實．他列舉出1607，1531，1465和1305等年份的彗星來證明它們其實是以75或76年為周期通過地球的同一顆彗星．在1758年的聖誕節，哈雷所預見的彗星果真重現於天空（後來，這顆彗星便命名為哈雷彗星），可惜這時他已去逝，未能親眼看到他的預見被證實．周期彗星在一個偏心率往往很高的橢圓軌道上圍繞太陽運轉．比如，哈雷彗星的近（）日距為0.6天文單位，而遠日距競達35天文單位．由於所有的彗星運動都遵從克卜勒三定律，所以彗星的運動在近日點時肯定比在遠日點時快．對於軌道偏心率很高的彗星，我們只能看到它運行的極小部分，因為它一行至距太陽很遠的地方就變得很暗，甚至用望遠鏡也看不見了。既然這種軌道偏心率很高的彗星在一周期內僅有很短的時間才能觀測，故它們的軌道計算是格外困難的．我們不妨以哈雷彗星的軌道為例，它時而行至金星軌道之內，時而又越出海王星軌道之外．許多周期彗星的軌道偏心率都不及哈雷彗星的高．比如恩克彗星的近（）日距為0.3天文單位，而遠日距僅有4.1天文單位，其周期為3.3年，是目前所知周期最短的彗星．史瓦茲曼—瓦赫曼彗星的軌道位於木星與土星兩者的軌道之間，因而每年都可觀測到它。

哈雷彗星的原始質量估計小於10萬億噸。如取近似值，彗核平均密度為每立方厘米1克，則彗核半徑應小於15公里。估計它每公轉一圈，質量減少約20億噸，這只是其總質量的很小一部分，因此它還會存在很久。