标题：大彗星
简介
  大彗星大彗星是对地球上的观测者来说特别明亮和壮观的彗星，以过去的数字来看，平均约10年才会出现一颗。
要预测某颗彗星是否能成为大彗星是很困难的，有许多因素都会造成彗星的光度与预测的不同。一般而言，有巨大或活跃核心的彗星，如果够接近太阳，从地面观察时在最亮的时刻又没有被太阳遮蔽掉，它就有机会成为大彗星。
彗星在被发现后，会以发现者的名字做为正式的名称，但有些特别亮的反而会以最明亮的年份直接称为XX年大彗星。[1]
定义
大彗星的定义很明显是相当主观的，但无论如何，能够被称为大彗星的一定是亮到不用刻意去寻找，以肉眼就能直接看到它；并且不属于天文社团的一般人也都知道他的名字。
对多数人来说，不管怎样，大彗星很单纯的就是一种美丽的景象。
相关信息
1996年的百武彗星。大多数的彗星都不能亮到肉眼可以直接看见的程  大彗星度，它们在进入内太阳系后，除了天文学家之外，也没有人看过它们。然而，偶尔的，有些彗星能达到肉眼可以直接看见的亮度，但能亮到比最亮的恒星还要亮的则真的很罕见。影响彗星亮度的主要因素至少有下列三个：核心的大小和活动彗核的尺寸从较小的数百米到数公里不等。当它们接近太阳时，大量的气体和尘埃会因为太阳的加热而从核心喷发出来。一个关键的因素是如何让核心活跃，才有可能成为大而亮的彗星。在经过数次的回归之后，彗核中易于挥发的物质会比第一次进入太阳系内的要少，因此也较不容易成为明亮的彗星。近日点的探讨一个单纯反光体的亮度与太阳距离的平方成反比，也就是说如果一个物体与太阳的距离增加一倍，亮度就会下降四倍。然而，彗星的光度除了反射阳光之外，还有很多的光来自于  大彗星大量挥发性气体发射出的萤光，而且这些气体也会反射阳光。因此，彗星的光度变化大致上是与距离的立方成反比，因此当距离缩为原来的一半时，彗星的亮度会增加八倍。
这意味着彗星的最大亮度取决于他与太阳的距离。对大多数的彗星而言，它们的轨道近日点仍在地球轨道之外，而任何一颗彗星只要能接近太阳至0.5天文单位或更接近，就有成为大彗星的机会。接近地球的方式哈雷彗星卫星要看起来很壮观，他还需要靠近地球才行。以哈雷彗星为例，在76年的周期中，当进入内太阳系时它通常都很明亮，但是在1986年接近太阳时，它与地球的距离却可能是最远的一次。虽然还能以肉眼直接看见，但绝对称不上是壮观。
能够合于以上三个条件的彗星绝对够资格是壮观的彗星。有时，不符合其中一个条件的彗星反而更能令人留下深刻的印象。例如，海尔-波普彗星有一个非常巨大（直径40公里）与活跃的核心，虽然没有很接近太阳，它仍然因为很容易看见而成为很著名的大彗星。同样的，百武彗星其实只是一颗小彗星，但却因为非常靠近地球而被称为大彗星。
曾经出现过的大彗星
过去两个世纪曾出现过的大彗星如下：
1811年大彗星  大彗星1843年大彗星 
1858年 多纳蒂彗星 
1861年大彗星 
1882年大彗星 
1910年 哈雷彗星 
1910年白昼大彗星 
1928年 斯基勒鲁普-马里斯塔尼彗星
1957年 阿兰德-罗兰彗星
1962年 关-莱恩斯彗星
1965年 池谷-关彗星
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 海尔-波普彗星 
2007年 麦克诺特彗星
2007年 霍尔姆斯彗星
超过两个世纪前的大彗星如下：
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
拍摄
无论在什么时候，天空中出现的大彗星总是人们关注的目标，谁都想争睹明亮、带着“长而大尾巴”的大彗星的芳容。大彗星平均十多年会出现一颗，一般星等亮于 1等，目  大彗星视也非常壮观。上世纪末连续出现的海尔－波普彗星和百武彗星都堪称是“世纪大彗星”。用固定摄影的方法想拍下大彗星，一要用较快速的胶卷（ISO800或以上），二要根据彗星的大小选用大光圈镜头。
跟踪摄影
用跟踪的方法拍摄流星雨、银河、月亮、彗星等
用固定摄影的方法可以拍摄的项目除了“星迹周日运动”和“日、月食葫芦串”以外，其余都可以用跟踪方法进行拍摄，而且效果更好。对于广角或标准镜头来说，因其视场大，对赤道的跟踪精度要求也不是太高。
用广角镜头跟踪拍摄流星雨时，将辐射点置于视场内，曝光5－30分钟（也可更长），能获得相当好的效果：多颗流星以辐射点为中心向四面呈辐射状射出，恒星成点、流星成线。用跟踪方法拍摄银河也不需要考虑曝光时间的限制，可用较低速胶卷拍摄出更细腻、更壮观的银河。
用跟踪的方法拍摄月亮倒显不出太大优势，只是在进行目镜投影或其他放大方法拍摄月面局部细节时，因需要较长的曝光时间（1秒或更长），必须用跟踪拍摄。为防止震动对拍摄效果的影响，也可采取镜前曝光的方法：装上主镜盖挡住主镜，打开B门，然后移开主镜盖再挡住，手动控制曝光时间。只是曝光时间不易掌握，需要经过长期实践才行。
用广角镜头或标头跟踪拍摄大亮彗星的方法其实与固定拍摄并无太大差别，因为视场较大，彗星相对于恒星背景的移动可以忽略不计，更容易拍摄出彗星的一条或几条彗尾。暗弱彗星的拍摄则非常难，方法与拍摄深空天体（参阅下文“深空天体的拍摄”）较类似，不过更难掌握。因为彗星相对于恒星背景的移动是很明显的，大视场拍摄时可以忽略，但拍摄暗弱彗星时都是用较长焦距的望远镜，彗星的移动对拍摄造成严重影响，这时我们不能以恒星作为导星，而只能以暗弱彗星本身为导星。
哈雷彗星
  大彗星
（Halley's comet)第一颗经推算预言必将重新出现而得到证实的著名大彗星。当它在1682年出现后，英国天文学家哈雷注意到它的轨道与1607年和1531年出现的彗星轨道相似，认为是同一颗彗星的三次出现，并预言它将在1758年底或1759年初再度出现。虽然哈雷死于1742年，没能看到它的重新出现，但在 1759年它果然又回来，这是天文学史上一个惊人成就。这颗彗星因而命名为哈雷彗星。它的公转周期为76年，近日距为8,800万公里（0.59天文单位），远日距为53亿公里（35.31天文单位），轨道偏心率为0.967。
英国天文学家哈雷（与牛顿同时）曾因预测他在1682年观测过的一颗彗星应在1758年重返再现而扬名．他的预见系根据他所推导的彗星轨道和该彗星以前曾经在与此轨道相符合的时刻出现过这一事实．他列举出1607，1531，1465和1305等年份的彗星来证明它们其实是以75或76年为周期通过地球的同一颗彗星．在1758年的圣诞节，哈雷所预见的彗星果真重现于天空（后来，这颗彗星便命名为哈雷彗星），可惜这时他已去逝，未能亲眼看到他的预见被证实．周期彗星在一个偏心率往往很高的椭圆轨道上围绕太阳运转．比如，哈雷彗星的近日距为0.6天文单位，而远日距竞达35天文单位．由于所有的彗星运动都遵从开普勒三定律，所以彗星的运动在近日点时肯定比在远日点时快．对于轨道偏心率很高的彗星，我们只能看到它运行的极小部分，因为它一行至距太阳很远的地方就变得很暗，甚至用望远镜也看不见了。既然这种轨道偏心率很高的彗星在一周期内仅有很短的时间才能观测，故它们的轨道计算是格外困难的．我们不妨以哈雷彗星的轨道为例，它时而行至金星轨道之内，时而又越出海王星轨道之外．许多周期彗星的轨道偏心率都不及哈雷彗星的高．比如恩克彗星的近日距为0.3天文单位，而远日距仅有4.1天文单位，其周期为3.3年，是目前所知周期最短的彗星．史瓦兹曼—瓦赫曼彗星的轨道位于木星与土星两者的轨道之间，因而每年都可观测到它。
哈雷彗星的原始质量估计小于10万亿吨。如取近似值，彗核平均密度为每立方厘米1克，则彗核半径应小于15公里。估计它每公转一圈，质量减少约20亿吨，这只是其总质量的很小一部分，因此它还会存在很久。