**혜성**, **꼬리별**, **살별**은 태양에 가까워짐에 따라 기체를 방출하는 태양계 소천체로, 태양풍의 영향을 받아 코마와 꼬리가 생기는 특징이 있다. 혜성의 핵은 작은 얼음, 먼지, 돌가루로 이루어져 있으며, 크기는 수백 미터부터 수십 킬로미터까지 다양하다. 코마의 크기는 지구 지름의 15배를 넘어가기도 하며, 혜성 꼬리의 길이는 1 천문단위 이상으로 늘어지기도 한다. 혜성이 충분히 밝아지면 지구에서 망원경의 도움 없이 관측할 수 있으며, 하늘에서 30° (보름달 60개) 크기까지 펼쳐지기도 한다. 혜성은 고대 시대부터 계속 관측되어 왔으며, 여러 문화권과 종교에서 관련된 기록을 찾아볼 수 있다.

혜성의 궤도는 보통 이심률이 큰 찌그러진 모양을 하고 있으며, 공전 주기 또한 수 년에서 수천만 년까지 다양하다. 단주기 혜성은 해왕성 궤도 너머 카이퍼대와 산란원반이 기원이며, 장주기 혜성은 가장 가까운 별까지의 절반 정도인 오르트 구름에서 오는 것으로 추정하고 있다. 장주기 혜성은 오르트 구름에서 지나가는 항성의 섭동이나 은하 조석의 영향을 받아 태양계 안쪽으로 들어온다. 쌍곡선 혜성도 태양계 바깥 성간 공간으로 나가기 전 내태양계를 한 번 지나갈 가능성이 있다.

혜성과 소행성의 대표적인 차이는 주변을 덮고 있는 대기의 존재 유무에 있다. 대기는 혜성의 핵을 직접 덮고 있는 부분인 코마와 태양풍에 의해 혜성 뒤 직선 모양으로 뻗은 꼬리로 나뉜다. 하지만 태양을 여러 번 지나쳐 휘발성 물질을 다 잃은 사혜성은 소행성과 매우 비슷하게 생겼을 것으로 추정하고 있다.

## 어원
혜성에 쓰는 혜에는 그 자체로 혜성이라는 뜻이 있으나, 비라는 뜻도 있는데, 아마 비와 혜성 꼬리가 유사하게 생긴 점을 들어 혜성을 가리키는 한자로 쓰이게 된 것으로 보고 있다. 문화어 이름인 취성의 취도 같은 원리이다.

순우리말 이름인 살별은 화살과 닮았다는 뜻에서 유래하였으며,

라틴어에서는 혜성을 또는 라고 불렀는데, 이는 긴 머리라는 뜻의 그리스어 를 라틴 문자로 표기한 것이다. 그리스어 단어는 라는 단어에서 유래하였는데, 이 단어는 혜성의 꼬리를 표현하는 데 사용하기도 했다. 영어 단어 은 고대 영어 에서 유래했는데, 이는 라틴어에서 유래하였다.

혜성의 천문 기호는 로, 작은 원에 선 3개가 그려진 형태이다.

## 물리적 성질

### 핵
혜성 중심부의 고체 부분을 핵이라고 부르며, 암석, 먼지, 얼음, 고체 이산화 탄소, 일산화 탄소, 메테인, 암모니아로 이루어져 있어,

핵의 표면은 보통 먼지나 돌로 덮여 있으며, 수분은 거의 없고, 얼음은 수 미터 두께의 표면 지각 밑에 감춰져 있다. 핵에는 메탄올, 사이안화 수소, 폼알데하이드, 에탄올, 에테인 등 여러 유기물이 포함되어 있으며, 탄화수소나 아미노산 등 더 복잡한 분자가 존재할 가능성도 있다.

핵 표면의 반사율은 매우 낮아, 태양계 천체 중에서도 반사율이 제일 낮은 편이다. 지오토 탐사선은 핼리 혜성의 핵이 빛을 4%만 반사하며, 참고로, 아스팔트의 반사율은 7%가량이다. 태양이 핵을 가열하며 가벼운 휘발성 화합물이 날아가, 타르나 원유와 유사한, 어두운 유기물이 남게 된다. 핵의 표면이 어둡기 때문에 열을 잘 흡수하여, 기체 방출이 더 쉽게 일어난다.

핵의 크기는 30 km에 달하기도 하지만,

14827 히프노스나 3552 돈키호테를 포함해, 근지구 소행성의 6%가량이 더 이상 기체를 방출하지 않는 사혜성인 것으로 추정하고 있다.

로제타와 필레 탐사선은 추류모프-게라시멘코 혜성에서 자기장을 발견하지 못했는데, 이를 통해 미행성 형성 당시에는 자기장이 큰 영향을 주지 않은 것으로 추정할 수 있다.

핼리: 타원체(15x8x8&nbsp;km)의 부피에 돌무더기의 평균 밀도인 0.6 g/cm

### 코마
혜성 주변에 기체와 먼지로 이루어진 매우 옅은 대기를 코마라고 부르며, 이 코마가 태양풍의 복사압을 받아 태양 반대 방향으로 흘러나가며 긴 꼬리를 형성한다.

코마의 주요 구성성분은 물 분자와 먼지로, 혜성이 3 ~ 4 AU 거리에 들어왔을 때부터는 물이 증발하는 물질의 90% 이상을 차지한다. 큰 먼지 입자는 혜성의 궤도 상에 그대로 남게 되며, 작은 먼지 입자는 광복사압을 받아 꼬리로 들어간다.

혜성의 핵 크기 자체는 60 km를 넘지 않지만, 코마의 크기는 수백만 킬로미터 이상으로 커질 수 있으며, 간혹 태양보다 커지기도 한다. 코마의 크기는 화성 궤도상인 1.5 AU 지점을 통과하면 태양풍의 강도가 강해져 감소하며, 대신 꼬리의 크기가 더욱 커진다.

코마와 꼬리 모두 태양빛을 반사해 빛나며, 기체는 태양풍에 의한 이온화로 직접 빛을 낸다. 혜성이 내태양계로 진입하면 코마와 꼬리 모두 관측할 수 있는데, 대부분은 망원경 없이는 볼 수 없을 정도로 어둡지만, 간혹 육안으로 볼 수 있는 혜성이 나타나기도 한다.

1996년 혜성에서 엑스선이 방출된다는 사실이 알려졌는데,

### 활모양충격파
활모양충격파는 태양풍과 혜성 코마 내 이온이 형성한 전리층 간의 상호작용으로 발생한다. 혜성이 태양에 가까워지면 핵에서 방출되는 기체가 많아짐에 따라 코마도 커지는데, 태양풍이 이 코마를 통과하는 과정에서 활모양충격파가 생겨난다.

1980년대와 1990년대 여러 탐사선이 자코비니-지너 혜성, 이 때 혜성의 활모양충격파는 행성에서 나타나는 충격파보다 더 넓고 부드러운 모양으로 형성된다는 것이 밝혀졌다. 이 때까지 혜성의 활모양충격파는 전부 근일점 근처에서 충격파가 완전히 형성된 상태에서 관측이 이루어졌다.

로제타 탐사선은 추류모프-게라시멘코 혜성에서 기체 방출량이 증가하며 활모양충격파가 형성되기 시작할 때를 관측하였는데, 이 시기 충격파는 비대칭했으며, 완전히 발달한 충격파보다 더 넓었다.

### 꼬리
외태양계에서 혜성은 얼어붙어 비활동 상태로 존재하며, 크기가 작기 때문에 지구에서 관측하기 매우 어렵다. 허블 우주망원경을 이용해 카이퍼대에서 비활동 혜성 핵을 찾아냈다는 연구 결과는 존재하지만, 혜성이 내태양계로 접근하면 태양풍으로 인해 혜성에 있는 휘발성 물질이 증발하고, 이 과정에서 먼지가 같이 딸려 나가게 된다.

먼지와 기체는 각각 꼬리를 형성하며, 서로 다른 방향을 향한다. 2형 꼬리라고도 부르는 먼지 꼬리는 혜성이 지나간 궤도에 먼지가 그대로 남는 방식으로 형성되어, 굽은 모양이 된다. 반면 기체로 인해 형성되는, 1형 꼬리라고도 부르는 이온 꼬리는 태양풍의 영향을 더 크게 받아 항상 태양 반대 방향을 향하는 직선 모양을 띈다. 이온 꼬리는 궤도가 아닌, 태양에서 뻗어나오는 자기력선의 방향대로 형성된다.

태양풍의 발견에는 반꼬리 관측이 크게 기여하였다.

만약 이온 꼬리 내의 이온 양이 충분하면, 자기력선은 서로 압축되어 이온 꼬리 내에서 자기 재결합이 일어나는데, 이 때 '꼬리가 끊어지는 현상'이 일어난다. 꼬리가 끊어지는 모습은 여러 번 관측되었는데, 이 중 가장 유명한 사건은 2007년 4월 20일 엥케 혜성의 꼬리가 코로나 질량 방출을 통과하며 완전히 끊어지는 모습이 STEREO에 찍힌 사건이었다.

2013년 유럽 우주국의 연구자들은 금성의 전리층이 벗겨져 나가는 현상이 혜성의 이온 꼬리가 혜성에서 뻗어나가는 것과 같은 현상이라는 사실을 밝혀냈다고 발표하였다.

### 제트
혜성 표면이 불균일하게 가열되면 표면의 약한 부분에서 새로 발생한 기체가 간헐천과 유사한 형태로 솟아난다. 2010년에는 드라이아이스(고체 이산화탄소)가 제트의 동력으로 작용하기도 한다는 사실이 밝혀졌다.

## 궤도 성질
대부분 혜성은 태양계 소천체로서, 잠시 동안 태양에 접근했다가 나머지 기간을 태양계 바깥쪽에서 보내는 찌그러진 타원 궤도를 돈다. 혜성은 흔히 공전 주기에 따라 나눈다.

### 단주기 혜성
흔히 단주기 혜성이라고 부르는 주기 혜성은 공전 주기가 200년 이하인 혜성을 가리키며,

극단적인 예시로, 엥케 혜성의 원일점은 목성 궤도에조차 닿지 않는데, 엥케 혜성과 비슷한 혜성을 묶어 **엥케형 혜성**이라고 부른다. 공전 주기가 20년 이하이고 궤도 이심률이 30° 이하이면 **목성족 혜성**으로 칭하며,

최근에는 소행성대 근방에서 원 궤도를 도는 소행성대 혜성도 발견되었다.

단주기 혜성의 궤도가 거대 기체 행성 근처이기 때문에 섭동이 추가로 일어날 가능성 또한 존재한다.

단주기 혜성의 기원은 궤도 모양으로 보아 센타우루스군이나 해왕성 너머 카이퍼대-산란원반에 있는 천체로 추정하고 있으며,

### 장주기 혜성
장주기 혜성의 궤도는 이심률이 매우 큰 궤도를 돌며, 공전 주기는 200년 이상으로 정의하나 수백만 년에 달하기도 한다. 예를 들어 맥노트 혜성은 근일점 기준 궤도 이심률이 1.000019에 달했으나 태양에서 멀어지며 이심률이 감소해, 공전 주기 92,600년 궤도에 진입하였다. 장주기 혜성의 궤도는 행성의 궤도를 모두 벗어난 후 태양계의 질량중심에 대한 접촉 궤도를 계산하는 방식으로 정하며, 정의상 태양계를 벗어나는 혜성은 '공전 주기'가 없기 때문에, 장주기 혜성에 속하지 않는다. 장주기 혜성의 원일점은 외행성보다 더 바깥에 위치하며, 궤도면과 황도면이 일치하지 않는 경우가 많다. C/1999 F1 등 일부 장주기 혜성은 원일점이 70,000 AU에 달해, 공전 주기가 600만 년에 달한다.

주기가 없는 혜성의 궤도는 근일점 근처에서 포물선이나 쌍곡선 모양이기 때문에, 장주기 혜성의 궤도와 비슷한 모양을 띈다. 또한 행성의 섭동으로 인해 궤도가 변해, 태양계를 아에 벗어날 수도 있다.

일부는 '주기 혜성'이라는 용어를 주기를 가진 모든 혜성, 즉 단주기 혜성과 장주기 혜성을 모두 포괄하는 용어로 사용하는 반면, 한편에서는 단주기 혜성만을 가리키는 용어로 사용한다. 비슷하게, '비주기 혜성'이라는 용어는 통상 내태양계에 한 번만 나타나는 혜성에 사용하지만, 일부에서는 장주기 혜성까지 포함하는 용어로 본다.

혜성 관측 초기에는 궤도가 쌍곡선 형태인 혜성이 여럿 등장했지만, 목성과의 섭동으로 인해 확실하게 특정된 경우는 없었다. 태양계 바깥에서 오는 성간 혜성은 태양과의 상대 속도가 주변 항성과의 상대 속도(초당 수십 킬로미터가량)와 비슷하며, 태양계 진입 시 고유 궤도 에너지가 양수가 되어 쌍곡선 초과 속도()가 양수가 된다. 목성 궤도 안쪽으로 진입한 쌍곡선 혜성의 수가 지난 100년 간 4개 정도라는 계산 결과가 존재한다.

### 오르트 구름과 힐스 구름
오르트 구름은 지점부터 벋어 있다고 주장한다. 오르트 구름은 태양부터 카이퍼대 최외곽까지 태양계의 모든 천체를 둘러싸고 있다. 오르트 구름에는 태양계의 형성 당시 존재했던 미행성이 남아 있다.

오르트 구름은 안쪽 지역의, 도넛 모양인 힐스 구름과, 바깥쪽 지역의, 구형인 외부 오르트 구름으로 나눌 수 있다.

### 외계 혜성
우리은하에 있는 외계 혜성 또한 실제 관측이 이루어졌다. 항성 앞을 통과하는 혜성은 2018년 2월 케플러 우주망원경이 기록한 광도곡선 자료를 분석하는 과정에서 처음 발견되었으며,

## 분류

### 대혜성
평균적으로 10년에 한 번가량은 육안으로 볼 수 있을 정도로 밝은 혜성이 찾아오는데, 이러한 혜성에는 보통 대혜성이라는 수식어가 붙는다. 어떠한 혜성이 대혜성이 될지에 대해서는, 혜성의 밝기에는 여러 요소가 복합적으로 작용하기 때문에, 예측이 매우 어렵다.

1577년에 나타난 대혜성은 대혜성의 대표격으로, 튀코 브라헤나 타끼 앗딘 등 여러 천문학자가 관측한 기록도 남아 있다. 특히, 튀코 브라헤는 이 혜성을 관측함으로서 혜성이 지구 대기 바깥에 존재하는 천체라는 사실을 밝혀내, 태양중심설이 받아들여지는 배경 중 하나를 제공하기도 했다.

20세기 후반에는 전체적으로 대혜성이 나타나지 않다가, 끝 무렵에 햐쿠타케 혜성(1996년)과 헤일-밥 혜성(1997년)이 연속해서 나타났다. 21세기 최초의 대혜성은 맥노트 혜성으로, 2007년 1월 육안으로 관측할 수 있었다. 맥노트 혜성은 출현 시점 기준 지난 40년 간 나타난 혜성 중 제일 밝았다.

### 선그레이징 혜성
선그레이징 혜성은 근일점 통과 시 태양에 수백만 킬로미터 정도까지 가깝게 접근하는 혜성을 가리키며,

소호 위성이 관측한 선그레이징 혜성의 90%가량은 커다란 혜성 하나가 내태양계 통과 중 부서져 생긴 크로이츠 혜성군에 속한다.

### 특이 혜성
현재까지 발견된 혜성 수천 개 중 일부는 다른 혜성과 확연히 다른 특징을 보인다. 엥케 혜성은 소행성대부터 수성 궤도 바로 안쪽까지를 도는 데 비해, 슈바스만-바흐만 3 혜성은 현재 목성과 토성 사이에서 원 궤도를 돌고 있다.

### 큰 혜성
가장 큰 주기 혜성은 키론 혜성으로, 지름이 200 km에 달한다. 오르트 구름에서 오는 혜성 중에서는 지름 150 km인 베르나디넬리-베른슈타인 혜성이 가장 크다고 추정하고 있는데, 이 혜성은 2031년 1월에 토성 궤도 바깥인 11 AU 지점에서 근일점을 지난다. 목성 궤도 인근인 4 AU 지점을 지났던 1729년의 혜성의 핵 크기는 약 100 km였던 것으로 보고 있다.

### 센타우루스
센타우루스군 천체는 소행성과 혜성의 특징을 모두 지니고 있다.

## 혜성의 최후

### 태양계 바깥으로 방출
이론적으로 혜성이 움직이는 속도가 충분히 빠르면, 쌍곡선 궤도에 진입해 태양계를 탈출할 수도 있다. 현재 태양계의 혜성은 목성 등 다른 천체와 상호작용하는 형태로만 방출된다고 알려져 있다. 1I/오우무아무아나 2I/보리소프 등 성간 천체는 애초에 태양을 돌고 있지 않았기 때문에, 태양계 탈출에 별도의 상호작용이 필요하지 않다.

### 휘발성 물질 고갈
목성족 혜성과 장주기 혜성은 다른 과정을 통해 사라지는 것으로 추정하고 있다. 목성족 혜성은 보통 1만 년 동안 궤도 1,000번을 도는 정도를 수명으로 보며, 장주기 혜성은 10%만이 궤도를 50번가량 돌아도 혜성 활동을 유지하며, 2,000번 이상 돌면 1%밖에 남지 않아 목성족 혜성보다 더 수명이 짧다.

### 분해 및 충돌
혜성이 분해되는 모습이 지금까지 여럿 관찰되었기 때문에, 적어도 일부 혜성의 핵은 강도가 약하다는 이론이 받아들여지고 있다.

뇌이민 3 혜성과 반 비스브룩 혜성은, 수학적인 계산 결과 두 혜성이 1850년 1월 함께 목성에 가까이 접근한 적이 있으며, 그 이전의 궤도는 거의 완벽하게 일치한다는 점에서, 한 혜성이 목성과 접근한 이후 둘로 쪼개진 것으로 추정하고 있다.

웨스트 혜성이나 이케야-세키 혜성 등 일부 혜성은 근일점 통과 시 일부 분해되는 것이 관측되기도 하였다. 특히, 비엘라 혜성은 1846년 근일점 통과 이후 2조각으로 나뉘었으며, 1852년에 별도의 혜성으로 관측된 이후 다시는 관측이 이루어지지 못했다. 하지만 이후 근일점 통과 예정일이었던 1872년과 1885년 대규모 유성우가 내리는 현상이 관측되었으며, 현재도 지구가 비엘라 혜성의 궤도면을 지나는 시점인 11월에 안드로메다자리 유성우가 약하게 계속 내리고 있다.

혜성 중 일부는 아에 태양으로 낙하하거나

## 혜성의 영향

### 유성우
혜성이 태양에 가까워짐에 따라 방출되는 물질 중에는 태양풍의 복사압에 밀려나지 않을 정도로 큰 입자도 있는데,

### 생명
태양계 형성 초기 지구에는 소행성과 혜성 다수가 충돌했는데, 과학자 다수는 당시 충돌한 혜성에서 지구에 있는 물이 유래했다고 생각하고 있으나, 이에 대한 반론도 존재한다.

지구와 비슷한 시기에 달에도 혜성이 충돌하며 달의 물이 만들어졌을 것으로 추정하고 있으며,

## 혜성 연구의 역사

### 동아시아의 혜성 연구
동아시아에서는 혜성은 달의 정기가 모여 만들어졌다고 여겼다. 천체의 출현은 길흉의 판단으로 이어졌는데, 혜성은 주로 재난의 경고로 받아들여졌다.

#### 분류
천문류초에 의하면, 혜성(彗星)은 요성(妖星)의 대표적인 종류로 분류되었다. 하지만, 대체로 요성과 혜성, 객성 등의 종류를 엄격히 구분하지는 않고 '혜성'의 명칭으로 사용하였다. 요성은 오행의 정기에 따라 다섯 가지 종류가 있다고 하였다. 천문류초에서는 혜성을 포함하여 21가지 종류의 요성을 분류하고 있으며, 혜성은 오래된 것을 제거하고 새것을 펴는 의미에서 빗자루를 가리키는 소성(掃星)의 별칭이 있었다고 기록하고 있다. '혜성'의 묘사는 다음과 같다.

시작은 별과 비슷한데, 끝은 빗자루 같다. 작은 것은 손가락 몇 마디의 길이이고, 낮에 보이기도 한다.}}
이러한 혜성은 병란과 홍수의 징조로 여겼는데, 패성, 천봉, 천창, 천참, 치우기, 천충, 국황, 소명, 사위, 천참, 오잔, 육적, 옥한, 순시, 천봉, 촉성, 봉성, 장경, 사진성, 지유장광 등의, 서로 특성이 다르나 대체로 혜성과 유사하거나 관련이 있는 천체의 명칭이 있었다.

#### 중국의 혜성 연구
기원전 2세기경의 것으로 추측되는 마왕퇴 무덤에서 혜성의 여러 형태와 명칭을 기록한 백서(帛書)가 발굴되었다.

#### 한국의 혜성 연구
기록된 역사의 초기부터 혜성의 관측 기록이 있음을 알 수 있는데, 현존하는 최초의 기록은 삼국사기 〈신라본기〉 박혁거세 9년(기원전 49년) 봄 3월의 기록이다.

패성(혜성)이 왕랑(카시오페이아 부근)에 이르렀다.
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신라 진평왕 대에 혜성이 나타나자 이변이 사라질 것을 기원하며 신라의 승려인 융천사가 〈혜성가〉라는 향가를 지어 읊은 기록도 있다.

이후 삼국사기, 고려사, 조선왕조실록, 서운관의 각종 문서에 여러 혜성들이 관측, 기록되었다. 혜성은 그 위치와 크기, 형태, 꼬리의 길이와 방향 등이 기록되었다.

이익은 성호사설에서, '혜성은 물의 정기이며, 얼음과 같이 투명하여 햇빛을 받아 빗자루와 같이 보인다'고 추측하였다.

### 서양의 혜성 연구
처음으로 혜성을 설명하는 일관된 법칙을 만들고자 한 사람은 아리스토텔레스로, 혜성이 황도 바깥에서 주로 나타나며, 며칠 사이에도 밝기가 계속 변화한다는 점을 들어, 대기 내에서 일어나는 기상 현상의 일종으로 추정했다. 아리스토텔레스의 이론은 우주는 지구와 완전히 다른 물질로 이루어져 있다는 자신의 우주관이 바탕이 되었다.

기원후 1세기 루키우스 안나이우스 세네카는 혜성이 바람의 영향이 전혀 없이 일정하게 움직인다는 점에서, 아리스토텔레스의 이론과 달리 혜성이 기상 현상은 아닐 것이라고 추정했으며, 혜성에서 구름처럼 투명한 부분은 꼬리뿐이고, 혜성의 궤도를 황도로만 한정할 이유가 없다고 덧붙였다. 세네카는 자신이 직접 이론을 내놓지는 않았으나, 16세기 아리스토텔레스의 이론에 대한 논쟁이 이루어지는 데 기여하였다.

기원후 1세기 가이우스 플리니우스 세쿤두스는 혜성이 '사람과 비슷'하며, 혜성의 꼬리를 '긴 머리'나 '긴 수염'이라고 표현하였다. 플리니우스는 혜성을 색과 모양에 따라 분류하였는데, 이 분류법은 이후 몇 세기 동안 계속 사용되었다.

1301년 이탈리아의 미술가 조토 디 본도네는 최초로 혜성을 해부학적 관점에서 그린 상새한 그림을 그렸으며, 조토가 그린 그림 중 베들레헴의 별의 자리에 핼리 혜성을 그린 그림보다 혜성을 정확히 그린 그림은 19세기 사진술이 발명되기까지 없었을 정도였다.

점성술에서는 15세기부터 혜성이 중요성을 갖기 시작했으며, 교황 갈리스토 3세의 경고 등 혜성이 재앙의 경고라는 인식도 계속 이어졌다. 1578년 독일 루터교회의 주교 안드레아스 첼리히우스는 혜성을 "위대한 하늘의 심판자의 뜨겁고 맹렬한 분노로 인해 불붙은, 인간이 지은 죄의 두꺼운 연기"로 정의하였으나, 이듬해 안드레아스 두디트흐는 "만약 혜성이 죄 때문에 생기는 것이었으면, 하늘에서 없어지지 않을 것"이라고 반박하였다.

6세기 인도의 천문학자들은 혜성이 주기적으로 나타나는 천체라고 생각했다. 10세기의 천문학자 우프탈라는 일부 혜성의 주기와 이름을 기제했는데, 주기를 어떻게 계산하였는지, 계산이 얼마나 정확한지는 알 수 없다.

### 과학적 접근
1456년 핼리 혜성의 시차를 천문하려는 시도는 있었지만, 정확한 수치를 구하지 못하였다. 레기오몬타누스는 1472년의 대혜성의 일주 시차를 계산하였지만, 이 또한 그리 정확하지 않았다.

16세기 튀코 브라헤와 미하엘 메스틀린은 1577년의 대혜성의 시차를 계산하여, 혜성이 지구 대기 바깥의 천체라는 사실을 증명했다. 갈릴레오 갈릴레이는 자신의 저서 시금사에 혜성에 대한 글을 썼는데, 갈릴레이 자신이 혜성을 관측했던 경험이 별로 없었음에도 불구하고, 당시 과학계에서 혜성 연구가 주목을 받고 있었기 때문에, 특별한 근거 없이 튀코가 측정한 혜성의 시차가 착시 현상에 의해 잘못 측정한 값이라고 주장하는 오류를 범했다. 이후 메스틀린의 제자였던 요하네스 케플러와 야코프 베르누이도 혜성의 본질에 대해 설명하려고 시도하였다.

근세에는 의학과 관련하여 혜성의 점성술적 중요성에 대한 연구가 진행되었다. 당시 치료사들은 천문학과 의학이 서로 관련이 있는 학문이라고 생각하였으며, 점성술과 혜성에 대한 지식을 이용해 환자를 진단하고 치료하였다.

1687년 아이작 뉴턴은 자신의 저서 자연철학의 수학적 원리에서 중력의 영향으로 멱법칙에 따라 움직이는 물체의 궤적은 원뿔 곡선 중 하나의 모습을 그리며, 1680년의 혜성이 포물선 궤도로 움직인다고 하면 천구 상에서 혜성의 운동을 설명할 수 있음을 보였다. 뉴턴은 혜성이 보통 태양 근처에서 발견된다는 점을 근거로, 태양을 돌 가능성이 높으며, 혜성이 빛나는 원리는 (코마에서 나오는) 증기가 태양빛을 반사하는 것이라고 주장하였다.

On 1759 April 7, the French astronomer Joseph-Nicolas Delisle announced to the Royal Academy of Sciences in Paris that he and his assistant Charles Messier had observed the return of Halley's comet, as predicted:

De l'Isle subsequently admitted that the comet's return had first been seen by a German amateur astronomer and farmer, Georg Palitzsch:

The story behind the rediscovery of Halley's comet was given by Joseph Lalande in:

See also:

18세기부터 혜성의 물리적 성질에 대한 가설이 등장하기 시작했다. 1755년 임마누엘 칸트는 혜성이 행성과 다른 '원시 물질'로 이루어져 있어, 중력을 약하게 받아 경사가 큰 궤도를 돌며, 근일점 근처에서 태양열을 받아 증발한다고 추정했다. 1836년 프리드리히 베셀은 1835년 나타난 핼리 혜성에서 증기 줄기를 관찰한 후, 제트의 추진력이 혜성의 궤도를 변화시키는 주요 원인이며, 이 현상을 통해 엥케 혜성의 비중력적 움직임을 설명할 수 있다고 주장했다.

19세기 파도바 천문대에 근무하던 조반니 산티니와 주세페 로렌초니는 항성 1만 개의 목록 작성을 목표로 혜성과 행성의 궤도를 계산하는 작업을 진행했으며, 이에 따라 파도바는 당시 혜성 연구의 중심지로 부상했다.

1950년 프레드 로렌스 위플은 혜성이 주로 얼음으로 구성되어 있으며, 얼음에 암석과 먼지가 일부 섞인 형태라는 이론을 내놓았다. 이 이론은 "더러운 눈덩이" 이론이라는 별명을 얻었으며, 1986년 핼리 혜성의 코마를 통과했던 지오토와 베가 탐사선이 핵의 사진을 촬영하고 제트에서 분출되는 물질을 관측한 결과도 이 이론을 지지했다.

2014년 1월 22일 유럽 우주국은 허셜 우주망원경의 원적외선 관측을 통해

## 명명법
혜성에 이름을 붙이는 방법은 지난 두 세기 동안 여러 방식을 거쳐왔다. 20세기 이전에는 나타난 해의 이름을 붙였으며, 특별히 밝았던 혜성에는 대혜성이라는 이름이 붙었다. 예시로는 1680년의 대혜성, 1910년 1월의 대혜성 등이 있다.

에드먼드 핼리가 1531년, 1607년, 1682년 나타난 혜성이 모두 같은 천체이며 1759년 이 혜성이 다시 돌아올 것이라고 예측한 후, 이 혜성을 핼리 혜성이라고 부르기 시작했다. 이후에 발견된 주기 혜성은 주로 발견자의 이름을 붙였지만, 한 번만 나타난 혜성에는 계속 연도를 붙여 불렀다.

20세기 초부터는 발견자의 이름을 붙이는 관행이 완전히 정착되여, 현재까지 이어지고 있다. 현재 혜성의 이름은 발견자나 발견 당시 사용한 장비의 이름을 붙이고 있다.

## 관측
혜성은 보통 광각 망원경을 이용한 사진 촬영이나 쌍안경을 이용한 직접 관측 방식으로 발견하지만, 아마추어 천문학자가 소호 태양 관측 위성의 사진을 다운받던 중 선그레이징 혜성을 발견한 사례도 있다. 소호 위성이 발견한 2000번째 혜성은 폴란드 아마추어 천문학자 미하우 쿠시아크가 발견한 것이었으며, 헤일-밥 혜성의 발견자 둘 모두 아마추어 천문학에서 사용하는 장비만을 사용하였었다.

### 잃어버린 혜성
19세기나 20세기 초 발견한 혜성 일부는 현재 잃어버린 상태가 되어 있는데, 이는 보통 혜성이 다시 나타날 시기를 정할 수 있을 만큼 충분히 관측이 이루어지지 못하였거나, 비엘라 혜성처럼 혜성 자체가 분해된 경우이다. 간혹 현재 발견한 혜성 중 궤도가 예전에 잃어버렸던 혜성의 궤도와 일치하는 경우가 있는데, 예시로 1869년 처음 발견하였던 11P/템펠-스위프트-LINEAR 혜성은 1908년 목성의 섭동을 받은 후 궤도 계산이 불가능해졌으나, 2001년 LINEAR에서 우연히 다시 발견하였다.