tomron87/hebrew-wikipedia-sentences-corpus huggingface dataset:
סטארדאסט צילמה שבעים ושניים צילומי תקריב של וילט-2. הם חשפו משטח רצוף שקעים שטוחים עם קירות תלולים ואובייקטים בגדלים שונים.
הדעה המקובלת היא שאובייקטים אלה נוצרו ממכתשי פגיעה או פתחי גז.
במהלך הטיסה של סטארדאסט, לפחות 10 פתחי גז היו פעילים.
קוטר השביט עצמו הוא 5 קילומטרים.
המכל שבו אוחסנו הדגימות שאספה סטארדאסט היה במצב מצוין כשנחתה ביוטה, ב-15 בינואר 2006. צוות של נאס"א ניתח את תאי לכידת החלקיקים ומצא גרגרים בודדים של שביט ואבק בין כוכבי.
תוצאות המחקר, שדווח בגיליון ה-19 בספטמבר 2008 של כתב העת Science, חשפו חתימה של איזוטופ חמצן באבק המצביע על ערבוב בלתי צפוי של חומר סלעי מהמרכז ומהשוליים של מערכת השמש.
למרות לידתו של השביט באזורים הקפואים של החלל החיצון מעבר לפלוטו, נראה שגבישים זעירים שנאספו מההילה שלו נוצרו בחלקה הפנימי החם יותר של מערכת השמש.
באפריל 2011 התגלו עדויות לנוכחות מים נוזליים על ידי מדענים מאוניברסיטת אריזונה.
הם מצאו מינרלים גופרתיים של ברזל ונחושת, שנוצרו בוודאות בנוכחות מים.
התגלית עומדת בסתירה לתפיסה הקיימת, לפיה שביטים לעולם אינם מתחממים מספיק כדי להתיך את חלקם הקפוא.
התנגשויות או חימום רדיוגני עשויות לספק את מקור האנרגיה הדרוש.
הנדידה פנימה של וילט-2שנהחצי ציר ראשי (AU)פריהליון
שביט גדול הוא שביט שהופך בהיר במיוחד.
לא קיימת הגדרה רשמית; לעיתים קרובות המונח נקשר לשביטים כגון שביט האלי, שבמהלך הופעות מסוימות הם בהירים מספיק כדי שצופים מזדמנים יבחינו בהם, ויהפכו מוכרים מחוץ לקהילה האסטרונומית.
שביטים גדולים מופיעים במרווחים לא סדירים ובלתי צפויים, בממוצע בערך פעם בעשור.
אף על פי שכוכבי השביט נקראים רשמית על שם מגליהם, שביטים גדולים נקראים לפעמים על שם השנה שבה הם הופיעו בשמי הלילה כשביטים בהירים במיוחד, כדוגמה השביט הגדול של 1882.
רובם המכריע של השביטים אינם בהירים מספיק כדי להיראות בעין בלתי מזוינת, ורק אסטרונומים יצפו בהם כשהם חולפים במערכת השמש הפנימית.
עם זאת, מדי פעם שביט עשוי להתבהר כך שייראה בעין בלתי מזוינת, ולעיתים נדירות עוד יותר הוא עשוי להיות בהיר אפילו מהכוכבים הבהירים ביותר.
קיימים שלושה גורמים שישפיעו אם שביט יהיה שביט גדול: גודלו הפיזי של גרעין השביט ומידת הפעילות שלו, הקרבה של השביט לשמש וקרבתו לכדור הארץ.
לדוגמה, השביט הייל-בופ לא היה קרוב במיוחד לשמש, אבל היה לו גרעין גדול ופעיל באופן חריג, והוא הגיע לקרבה רבה יחסית לכדור הארץ, ואכן והוא היה בולט מאוד וגלוי לעין בלתי מזוינת במשך מספר חודשים.
באופן דומה, שביט היאקוטאקה היה שביט קטן יחסית, אך נראה בהיר מאוד מכיוון שעבר קרוב מאוד לכדור הארץ.
קיימת שונות רבה בגודל של גרעיני שביטים שונים.
קוטר גרעיני השביטים הגדולים יכול להגיע למאות קילומטרים, בעוד שגרעיני השביטים הקטנים יכולים להיות בקוטר של מאות מטרים בלבד.
כאשר הם מתקרבים לשמש, כמויות גדולות של גז ואבק נפלטים מגרעיני שביטים עקב קרינת השמש.
גורם מכריע במידת הבהירות של השביט הוא גודלו של הגרעין והפעילות שלו.
לאחר חזרות רבות למערכת השמש הפנימית, גרעיני השביט מתרוקנים מחומרים נדיפים, והופכים הרבה פחות בהירים משביטים שעושים את המעבר הראשון שלהם במערכת השמש.
לא יפתיע לכן כי שביט האלי הוא השביט המחזורי (מחזור כ-74.7 שנה) היחיד הידוע, הנראה באופן עקבי לעין בלתי מזוינת מכדור הארץ.
ההתבהרות הפתאומית של שביט הולמס ב-2007 המחישה את חשיבות פעילות הגרעין בבהירות השביט.
ב-23–24 באוקטובר 2007, השביט עבר התפרצות פתאומית שגרמה לו להתבהר פי חצי מיליון בערך.
הוא התבהר באופן בלתי צפוי מבהירות נראית של כ-17 לכ-2.8 תוך פרק זמן של 42 שעות, מה שהפך אותו גלוי לעין בלתי מזוינת.
לזמן קצר ההילה שלו התרחבה לקוטר גדול מזה של השמש והוא הפך לגוף הגדול ביותר במערכת השמש, למרות שקוטר הגרעין שלו כ-3.4 ק"מ בלבד.
הבהירות הנראית של גוף מחזיר משתנה ביחס הפוך לריבוע המרחק שלו מהשמש.
כלומר, אם המרחק של עצם מהשמש קטן פי שניים, בהירותו מוכפלת פי ארבעה.
עם זאת, שביטים מתנהגים אחרת, מכיוון שכאשר הם מתקרבים לשמש הם פולטים גז נדיף, שמחזיר גם הוא את אור השמש ופולט קרינה.
הבהירות שלהם משתנה בערך ביחס הפוך למרחק מהשמש בחזקה שלישית.
כלומר, אם מרחקו של כוכב שביט מהשמש קטן פי שניים, הוא יהפוך לבהיר פי שמונה.
המשמעות היא, ששיא הבהירות של שביט תלוי מאוד במרחק שלו מהשמש.
הפריהליון של רוב השביטים נמצא מחוץ למסלול כדור הארץ.
כל שביט, שמתקרב למרחק של או פחות מהשמש, עשוי להפוך לשביט גדול.
כדי ששביט יהיה בהיר מאוד, הוא גם צריך לעבור בסמוך לכדור הארץ.
שביט האלי, למשל, בדרך כלל בהיר מאוד כשהוא עובר במערכת השמש הפנימית כל שבעים ושש שנה, אבל ב-1986, הוא היה רחוק מאוד מכדור הארץ.
למעשה כמעט במידה הרחוקה ביותר האפשרית במגבלות המסלולים של כדור הארץ והשביט.
השביט הפך גלוי לעין בלתי מזוינת, אך לא היה מרהיב.
מצד שני, השביט היאקוטאקה, הקטן והחלש מטבעו, נראה בהיר מאוד בשל התקרבותו הרבה לכדור הארץ במרץ 1996. המעבר שלו ליד כדור הארץ היה אחת מהגישות השביטיות הקרובות ביותר שתועדו: .
השביט הגדול של ינואר 1910
שביט וסט, שכינוי הרשמי C/1975 V1, 1976 VI ו-1975n הוא שביט שהתגלה באוגוסט 1975. בשיא בהירותו, בפברואר 1976, ניתן היה לצפות בו באור יום מלא, והוא נחשב אחד השביטים הגדולים הבהירים ביותר שחלפו במערכת השמש הפנימית.
וסט הוא שביט עם זמן מחזור ארוך, המוערך בכ-500,000 שנה.
לאחר מעבר הפריהליון שלו, התגלה כי השביט התפצל לארבעה חלקים.
שביט וסט התגלה בצילום על ידי ריצ'רד מ.
וסט ממצפה הכוכבים הדרומי האירופי ב-10 באוגוסט 1975. השביט הגיע לפריהליון (הגישה הקרובה ביותר לשמש) ב-25 בפברואר 1976. במהלך הפריהליון הגיע השביט לשיא בהירות נראית של 3-, ולמעט הירח היה האובייקט הבהיר ביותר בשמי הלילה.
בין ה-25 ל-27 בפברואר דיווחו משקיפים כי השביט היה בהיר מספיק כדי לצפות בו באור יום מלא.
למרות שאסטרונומים צפו כי שביט וסט יהיה בהיר מאוד, התקשורת הפופולרית לא הרבתה לעסוק בו.
חוסר העניין נבע בחלקו מהאכזבה משביט קוהוטק ב-1973, שהיה צפוי להיות בהיר במידה חריגה: הפעם נזהרו מדענים מלפרסם תחזיות שעלולות לעורר את ציפיות הציבור.
הניו יורק טיימס, לעומת זאת, דיווח ב-2 במרץ 1976 כי וסט הוא "שביט שעשוי להוכיח את עצמו כאחד הבהירים בעשור הזה" ויהיה "נראה לעין בלתי מזוינת".
עם מסלול כמעט פרבולי, ההערכות של זמן המחזור של שביט זה היו בין 254,000 ל-558,000 שנים.
חישוב המסלול של שביט עם זמן מחזור כה ארוך מורכב ביותר, מכיוון שהגרעין שלו התפצל באירוע, שייתכן שגרם להפרעה לא-גרביטציונית של המסלול.
לפני מעבר הפריהליון, זמן המחזור של שביט וסט הוערך כ-254,000 שנים.
לאחר שהשביט עבר במרחק של כ-30 מיליון ק"מ מהשמש (0.2 יחידה אסטרונומית), הגרעין התפצל לארבעה שברים.
הדיווח הראשון על הפיצול הגיע ב-7 במרץ 1976 בערך בשעה 12:30UT, כאשר התקבלו דיווחים כי השביט נשבר לשני חלקים.
האסטרונום סטיבן אומירה, שצפה בשביט באמצעות טלסקופ שובר אור 9 אינץ' של הרווארד, דיווח כי שני שברים נוספים נוצרו בבוקר ה-18 במרץ.
הפיצול של הגרעין היה, באותה תקופה, אירוע חריג למדי, היות שעד אותו זמן נצפו מעט מאוד מקרים של התפרקות שביטים.
אחת הדוגמאות הקודמות הבולטות ביותר הייתה השביט הגדול של 1882, ממשפחת שביטי קרויץ.
מאז, נצפו שביטים נוספים המתפצלים או מתפוררים במעברם בסמוך לשמש או הרחק ממנה, דוגמה השביט שומייקר-לוי 9.
מאז 2003 השביט התרחק למרחק של כ- מהשמש.
שביט הולמס (כינוי רשמי: 17P/Holmes) הוא שביט מחזורי במערכת השמש, שהתגלה על ידי האסטרונום הבריטי החובב ב-6 בנובמבר 1892. למרות שבדרך כלל הוא אובייקט חיוור מאוד, שביט הולמס הפך בולט במהלך חזרתו באוקטובר 2007, כאשר הוא התבהר באופן זמני פי מיליון, והפך גלוי לעין בלתי מזוינת.
לזמן קצר הפך השביט לגוף הגדול ביותר במערכת השמש, שכן ההילה שלו (כדור האבק והגז הדליל סביב השביט) התרחבה לקוטר גדול מזה של השמש (אם כי מסתו נותרה זעירה).
התפרצות זו מהווה ההתפרצות המשמעותית ביותר של שביט שידועה למדע.
השביט הולמס התגלה על ידי אדווין הולמס ב-6 בנובמבר 1892, בזמן שערך תצפיות קבועות בגלקסיית אנדרומדה (M31).
גילויו ב-1892 היה אפשרי בשל עלייה משמעותית בבהירותו, בדומה להתפרצות של 2007. הוא הגיע לבהירות משוערת של 4 או 5, ודעך באיטיות, תוך מספר שבועות, עד שלא ניתן היה לצפות בו.
תוך ימים בודדים אימתו אסטרונומים בבריטניה, בארצות הברית ובאוסטרליה את גילוי השביט.
החישובים הראשונים של המסלול האליפטי של שביט הולמס נעשו על ידי היינריך קרויץ וג'ורג' מרי סרל.
חישובים נוספים של המסלול קבעו בסופו של דבר את תאריך הפריהליון כ-13 ביוני 1892 ואת תקופת המסלול כ-6.9 שנים.
חישובים אלה הוכיחו כי שביט הולמס לא היה מופע חוזר של שביט ביילה.
לאחר 1906 הוא לא נראה עד שב-16 ביולי 1964 הוא התגלה מחדש על ידי אליזבת רומר (מצפה פלגסטף של הצי האמריקאי באריזונה, ארצות הברית).
השביט נצפה בכל חזרה שלאחר מכן בזכות תחזיות המחשב של מרסדן .
במהלך חזרתו ב-2007, התבהר שביט הולמס באופן בלתי צפוי, מבהירות נראית של כ-17 לכ-2.8 תוך 42 שעות בלבד, מה שהפך אותו לגלוי בעין בלתי מזוינת.
גידול זה בבהירות מייצג שינוי של פי מיליון בעוצמת האור, ומהווה ההתפרצות הידועה הגדולה ביותר של שביט.
ההתפרצות התרחשה בין ה-23 ל-24 באוקטובר 2007. השביט הפך להיות גלוי בקלות בעין בלתי מזוינת, כ"כוכב" צהוב בוהק בקבוצת פרסאוס, ועד 25 באוקטובר היה שביט הולמס ה"כוכב" השלישי בבהירותו באותה קבוצת כוכבים.
למרות שטלסקופים גדולים שצפו בשביט יכלו להבחין בפרטים קטנים שלו, צופים בעין בלתי מזוינת ראו בו עד 26 באוקטובר 2007 רק אובייקט נקודתי דמוי כוכב.
לאחר תאריך זה, הולמס החל להדמות לשביט גם לצופים בעין בלתי מזוינת.
הסיבה לכך היא שבמהלך התפרצות השביט, מסלולו הביא אותו לניגוד קרוב ביחס לכדור הארץ, ומכיוון שזנבות השביט מצביעים הרחק מהשמש, משקיפים על כדור הארץ הסתכלו כמעט ישר במקביל לאורך הזנב של השביט, מה שגרם לו להיראות כמו כדור בהיר.
גודל הגרעין של הולמס מוערך ב-3.4 ק"מ.
שביט הולמס לא רק הפך לבהיר יותר, אלא גם ההילה שלו (המעטפת הערפילית סביב הגרעין) התרחבה מאוד.
בסוף אוקטובר 2007 גדל הקוטר הנראה של ההילה מ-3.3 דקות קשת ליותר מ-13 דקות קשת, כמחצית מקוטר הירח בשמים.
מאחר שהשביט היה במרחק של כ-2 יחידות אסטרונומיות, קוטרה של ההילה היה יותר ממיליון ק"מ, או כ-70% מקוטר השמש.
לשם השוואה, הירח הוא במרחק של כ-380,000 ק"מ מכדור הארץ, כלומר, במהלך התפרצותו של השביט הולמס ב-2007, קוטר ההילה היה גדול מקוטר מסלול הירח סביב כדור הארץ.
בנובמבר 2007, ההילה התרחבה עוד יותר, ונפחה היה גדול מנפח השמש.
לזמן קצר היה שביט הולמס בעל האטמוספירה הגדולה ביותר בכל מערכת השמש.
הסיבה להתפרצות אינה ידועה בוודאות.
ייתכן שהענן העצום של גז ואבק נבע מהתנגשות עם מטאורואיד, או, ככל הנראה, מהצטברות גז בתוך גרעין השביט שבסופו של דבר פרץ דרך פני השטח.
עם זאת, חוקרים ממכון מקס פלנק ציינו שניתן להסביר את ההתבהרות על ידי מעטפת של שכבה עבה, אטומה של אבק והשפעות של המראה של H2O, כאשר המבנה הנקבובי של השביט מספק לתהליך ההמראה שטח פנים ענק, כדי סדר גודל אחד גדול יותר משטח הפנים של השביט.
אנרגיה מהשמש הצטברה בגרעין מתחת לשכבת במהלך החודשים שלפני ההתפרצות.
בפברואר 2008 ניתן עוד היה לצפות בשביט בעין בלתי מזוינת בקבוצת הכוכבים פרסאוס, למרות שהפך למטרה מאתגרת בעלת בהירות 5+ בערך.
לצופה מכדור הארץ הוא התרחב ליותר מ-2 מעלות של קשת, ולפיכך הייתה בהירות פני השטח נמוכה מאוד.
ראוי לציין כי זנב האבק של שביט הולמס מההתפרצות של 2007 מתכנס שוב ושוב לאתר המקורי.
בינואר 2015 נצפתה התפרצות עם עליה של 3-4 דרגות בהירות של השביט, אך נדרש טלסקופ גדול כדי לצפות בו.
שביט ביאלה (כינוי רשמי: 3D/Biela) היה שביט שתועד לראשונה בשנת 1772 על ידי מונטיין ושארל מסייה.
בשנת 1826 זוהה כשביט מחזורי על ידי וילהלם פון ביאלה.
לאחר מכן נצפה שהוא מתפצל לשניים ולא נראה מאז 1852. כיום הוא נחשב כשביט שהתפרק, אם כי שרידים שלו שרדו והיוו את המקור של מטר מטאורים, האנדרומדידים.
השביט תועד לראשונה ב-8 במרץ 1772 על ידי ז'אק ליבקס מונטיין; באותה שנה התגלה השביט באופןבלתי תלויי על ידי שארל מסייה.
הוא תועד גם בשנת 1805 על ידי ז'אן לואי פונס, אך לא זוהה כאותו אובייקט.
בסביבות ה-9 בדצמבר 1805 עבר השביט ביאלה במרחק של כ- מכדור הארץ.
לאחר הופעתו ב-1805 נעשו מספר ניסיונות על ידי גאוס ובסל לחשב את מסלולו המדויק של השביט גאוס ואולברס ציינו את הדמיון בין השביטים של שנת 1805 ו-1772, אך לא הצליחו להוכיח כי יש ביניהם קשר.
בפברואר 1826 צפה , קצין צבא המשרת בעיירת המבצר יוזפשטאדט, בשביט במהלך התקרבות הפריהליון שלו וחישב את מסלולו.
הוא גילה שהשביט מחזורי עם זמן מחזור של 6.6 שנים.
באותה תקופה היו ידועים רק שני שביטים מחזוריים, שביט האלי ושביט אנקה.
השביט נקרא על שם ביאלה, אם כי בתחילה התגלעה מחלוקת מסוימת, עקב תגלית מאוחרת אך עצמאית של ז'אן פליקס אדולף גמברט,, שגם סיפק את ההוכחה המתמטית הראשונה המקשרת בין השביטים מ-1826 ו-1805. טענה שלישית הועלתה על ידי תומאס קלוזן, שגם הוא קישר באופן עצמאי בין השביטים.
בהתאם לתחזיות הופיע השביט במהלך 1832, ונצפה לראשונה על ידי ג'ון הרשל ב-24 בספטמבר.
נתוני המסלול והאפמריס שחושבו על ידי אולברס עבור חזרה זו יצרו עניין רב בציבור, שכן הם הראו שהילת השביט תעבור ככל הנראה במסלול כדור הארץ ב-29 באוקטובר במרחק של כ- מכדור הארץ.
תחזיות עוקבות, בתקשורת של אותה תקופה, על ההרס הצפוי לכדור הארץ התעלמו מהעובדה שכדור הארץ עצמו לא יגיע לנקודה זו עד 30 בנובמבר, חודש לאחר מכן, כפי שציין פרנסואה אראגו במאמר שנועד להפיג את חששות הציבור.
למרות זאת, העובדה שבמאה ה-19 השביט של ביאלה היה השביט הראשון שנודע כחוצה את מסלול כדור הארץ עוררה עניין רב, הן בקרב האסטרונומים והן בקרב הציבור הרחב.
בחזרת השביט ב-1839 תנאי התצפית בשביט היו גרועים.
השביט לא התקרב יותר מ-1.8 יחידות אסטרונומיות מכדור הארץ, כיוון שהיה בצד השני של השמש.
במהלך 1839 לא הייתה לשביט אלונגציה גדולה מ-50 מעלות.
נכון לשנת 1832, המרחק המינימלי בין משלולו של שביט ביאלה למסלול כדור הארץ היה של בלבד.
השביט התגלה מחדש ב-26 בנובמבר 1845 על ידי פרנצ'סקו דה ויקו.
בתחילה נראה כערפיליות קטנות וקלושות.
תצפיות מאוחרות יותר גילו כי משהו מדהים קרה לשביט.
מתיו פונטיין מורי, שצפה ב-14 בינואר 1846, ציין כי בן לוויה נצפה במרחק של דקת קשת אחת מצפון לשביט.
לאחר הכרזה זו החלו אסטרונומים רבים לצפות בשביט, וציינו ששני הרכיבים (המכונים בדרך כלל "שביט A" ו"שביט B" במינוח המודרני) התחלפו בבהירותם, ופיתחו זנבות מקבילים כשהם התקרבו לפריהליון.
כמה תצפיות הצביעו על "קשת של חומר שביטי" המשתרעת בין שני גרעיני השביטים, מה שעשוי להצביע על כך שהשביט התפצל להרבה יותר חלקים מאשר שניים, שהיו חיוורים מכדי שניתן יהיה לצפות בהם בנפרד.
בשנת 1852, התגלה השביט שוב, פחות או יותר במועד הצפוי.
"שביט A" התגלה מחדש לראשונה על ידי אנג'לו סקי ב-26 באוגוסט.
"שביט B" התגלה לבסוף ב-16 בספטמבר, ושוב שני הגרעינים התחלפו בבהירותם במהלך תקופת התצפית.
"A" זוהה לאחרונה בהופעה זו ב-26 בספטמבר ו-"B" ב-29 בספטמבר, בשני המקרים על ידי אוטו וילהלם שטרובה.
חישובי מסלול עוקבים הצביעו על כך שהגרעינים התפצלו כנראה כ-500 ימים לפני ההתגלות ב-1845, אם כי מחקרים עדכניים יותר קבעו שייתכן שפיצול התרחש ליד האפהליון בסוף שנת 1842.
מטר המטאורים נראה שוב במספר הזדמנויות בהמשך המאה ה-19, אך במהלך המאה ה-20 דעך עקב הפרעות כבידה שהזיזו את נחיל המטאורואידים אל מחוץ למסלול כדור הארץ .
במהלך החזרות של 1865 ו-1872 היו תצפיות לא חד משמעיות.
למרות התפרקות לכאורה של השביט, היו מספר חיפושים אחריו גם במהלך המאה ה-20 המאוחרת.
בריאן ג'י מרסדן וזדנק סקאנינה ניסו לחשב את המסלולהמסתבר ביותר עבור החלקים שנותרו מהשביט; במהלך חיפוש באמצעות החישובים של מרסדן גילה לובוש קוהוטק את שביט קוהוטק.
חושב שמסת הפסולת שנותרה במטר האנדרומידידים עדיין קטנה בהרבה מהמסה הכוללת של השביט.
בהתחשב בכך שסביר שאובדן המסה העיקרי התרחש סמוך לאפהליון לפני ההתגלות ב-1845, נראה כי ייתכן שלפחות "שביט A" עדיין קיים כשביט 'רדום'.
שביט ביאלה הוצע לפעמים כמקור לפגיעות מטאורים בכדור הארץ.
תאוריית שוליים מקשרת בין כמה שריפות גדולות שהתרחשו בו זמנית באמריקה, כולל השריפה הגדולה של שיקגו, השריפה הגדולה של מישיגן ושרפת פשטיגו, בטענה שהן נגרמו על ידי שברי שביט ביאלה שפגעו בכדור הארץ באוקטובר 1871. התיאוריה הוצעה לראשונה על ידי Ignatius L.
Donnelly ב-1883, וקמה לתחייה בספר משנת 1985 ונחקרה ב-2004 במאמר מדעי שלא פורסם.
עם זאת, מומחים חולקים על תרחיש כזה - מטאוריטים למעשה קרים למגע כשהם מגיעים אל פני כדור הארץ, ואין דיווחים אמינים על שריפה כלשהי שהוצתה על ידי מטאוריט.
בהתחשב בחוזק הנמוך של גופים כאלה, אילו שבר של שביט קפוא היה פוגע בכדור הארץ, סביר ביותר שהוא יתפורר באטמוספירה העליונה, מה שיוביל לפיצוץ אוויר של מטאור.
ב-27 בנובמבר 1885, נפל מטאוריט ברזל בצפון מקסיקו, במקביל להתפרצות של מטר האנדרומידידים בקצב של 15,000 מטאורים בשעה.
המטאוריט יוחס לפעמים לשביט ביאלה, אך מאז שנות ה-50 של המאה ה-20 אין תומכים ברעיון זה, מכיוון שתהליכי ההתמיינות הנדרשים לייצור גוף ברזל אינם מתרחשים בשביטים.
שביט מרקוס, הידוע באופן רשמי בשם C/1957 P1 (סגנון ישן 1957d), היה שביט לא מחזורי שהתגלה ב-1957 על ידי אנטונין מרקוס.
היה זה אחד משני שביטים בהירים שעברו בפריהליון ב-1957, השני הוא שביט ארנד-רולנד.
שיא בהירותו הוערך בסביבות 1, והוא אופיין כשביט גדול.
השביט התגלה על ידי האסטרונום הצ'כי אנטונין מרקוס בעין בלתי מזוינת במצפה הכוכבים בעיירה לומניצקי שטיט, צ'כוסלובקיה.
מרקוס הודיע על הגילוי ב-2 באוגוסט 1957, אך בשלב זה השביט כבר התגלה באופן בלתי תלוי על ידי אחרים.
למרות שהדיווח הראשון היה מ-29 ביולי, השביט נקרא על שמו, שביט מרקוס, מכיוון שהמברק של מרקוס היה הראשון שהגיע לאיגוד האסטרונומי הבין-לאומי.
השביט היה אז בסמוך לפריהליון, ובהירותו הנראית הוערכה בסביבות 2. עד 4 באוגוסט הוא התבהר לעוצמה 1.
בזמן הגילוי היה השביט ליד פולוקס בקבוצת הכוכבים מזל תאומים.
לאחר מכן הוא נע צפונה מהשמש ונראה גם בשמי הערב וגם בשמי הבוקר.
השביט התרחק בהדרגה מהשמש והפך לעצם בולט, הנראה לאחר השקיעה.
זנבו של השביט נפרש על פני יותר מ-5 מעלות.
הזנב היה מורכב משני חלקים, אחד שבהתחלה היה בהיר יותר ומעוקל, והשני ישר עם קשרים שהפך בהיר יותר בסוף אוגוסט ומראהו השתנה במהירות.
מ-10 באוגוסט עד 15 באוגוסט זנבו של השביט נראה מפוספס.
השביט נע מהחלק הדרומי של קבוצת הדובה הגדולה לקבוצת שערות ברניקי, תוך כדי ירידה איטית בבהירותו.
בספטמבר הוא חצה את קבוצת בתולה כעצם בבהירות 3; הוא נשאר גלוי לעין בלתי מזוינת עד סוף ספטמבר.
עד סוף אוקטובר 1957, השביט התקרב שוב לשמש ולא ניתן היה לצפות בו.
הוא נראה שוב בסוף ינואר 1958 ונצפה לאחרונה ב-9 ביולי 1958, כאשר צולם כאובייקט מעורפל בבהירות 19.
תצפית בשביט גילתה בספקטרום שלו נוכחות של נתרן וציאניד .
שביט בנט, המכונה רשמית C/1969 Y1 (כינוי ישן 1970 II ו-1969i), היה אחד משני השביטים הבהירים שנצפו בשנות ה-70, יחד עם שביט ווסט, ונחשב לשביט גדול.
השביט התגלה על ידי ג'ון קיסטר בנט ב-28 בדצמבר 1969, כשהיה במרחק של כשתי יחידות אסטרונומיות מהשמש.
הוא הגיע לפריהליון ב-20 במרץ.
ב-26 במרץ 1970 הוא היה בנקודה הקרובה ביותר לכדור הארץ, והגיע לבהירות מרבית 0. הוא נצפה לאחרונה ב-27 בפברואר 1971.
השביט התגלה על ידי ג'ון קיסטר בנט ב-28 בדצמבר 1969 מפרטוריה, דרום אפריקה.
השביט נראה בקבוצת הכוכבים טוקאן, בנטייה של 65° דרום, ובהירותו הייתה בערך 8.5. באותו זמן היה השביט במרחק של כ-1.7 יחידות אסטורונומיות מהשמש ומכדור הארץ.
חישוב מסלול השביט הראה כי הוא עשוי להפוך לעצם בהיר עד סוף מרץ, במהלך הפריהליון שלו במרחק של 0.54 יחידות אסטרונומיות.
השביט הפך גלוי לעין בלתי מזוינת בפברואר 1970 ובשבוע הראשון של אותו חודש הייתה בהירותו 5, וזנבו התפרש על פני מעלה אחת בערך, כפול מרוחבו של הירח.
עד סוף פברואר התבהר השביט לבהירות של 3.5, וזנבו התארך לשתי מעלות בערך.
השביט המשיך להתבהר במהלך חודש מרץ, כשהתקרב הן לשמש והן לכדור הארץ.
הוא הגיע לבהירות 1 באמצע מרץ, עם זנב מעוקל בהיר באורך של כ-10 מעלות.
ב-20 במרץ הגיע השביט לפריהליון.
ב-25 במרץ חצה את קו המשווה וב-26 במרץ הגיע לנקודה הקרובה ביותר לכדור הארץ, מרחק של 0.69 יחידות אסטרונומיות.
במהלך אפריל בזמן התרחקותו מהשמש ומכדור הארץ, התעמעם השביט והגיע בסוף אפריל לבהירות של 3-4. לשביט היו באפריל שני זנבות, כאשר הארוך ביניהם באורך של 20-25 מעלות.
למרות שבתחילת מאי ראש השביט דהה לבהירות של 5, זנבו היה עדיין באורך 10-15 מעלות.
עד סוף החודש אורכו היה רק 2.5 מעלות.
השביט נראה בעין בלתי מזוינת עד אמצע מאי 1970.
השביט המשיך להחוויר במהלך הקיץ, הסתיו והחורף.
בתחילת יולי הייתה בהירותו 10 בערך, ובספטמבר בערך 12. בינואר 1971 הוא צולם כאובייקט בעל בהירות 18.9. בפעם האחרונה צולם שביט בנט על ידי אליזבת רומר ב-27 בפברואר 1971, כאשר היה במרחק של 4.9 יחידות אסטרונומיות מהשמש ו-5.3 יחידות אסטרונומיות מכדור הארץ.
זמן קצר לאחר שניתן היה לחשב את נתוני המסלול הראשונים, הוערך כי השביט יהפוך לשביט בהיר, שניתן לצפות בו בעין בלתי מזוינת.
נמצא שהוא משלב שלושה מאפיינים שיהפכו אותו לשביט יוצא דופן לתצפית: מרחק פריהליון קצר, מרחק קצר מכדור הארץ ובהירות עצמית גבוהה.
מסיבה זו נפתחו פרויקטי מחקר רבים לתצפית בשביט, כך ששביט בנט הפך בזמנו לשביט המצולם והנחקר ביותר.
שנים אחדות לפני גילוי השביט הועלתה השערה כי שביטים מוקפים במעטפת מימן, שניתן לזהות על ידי צפייה באולטרה סגול בקו פליטה α בסדרת לימן, ב-121.5 ננומטר.
תצפית זו אינה אפשרית מהקרקע מכיוון שקרינה אולטרה סגולה אינה חודרת את האטמוספירה.
התצפית הראשונה של שביט באולטרה סגול נעשתה בינואר 1970 כאשר טלסקופ החלל OAO-2 קלט את הספקטרום של השביט C/1969 T1 (Tago-Sato-Kosaka) ואימת כי השביט מוקף במעטפת המימן.
בפברואר באותה שנה היה שביט בנט ממוקם באופן נוח לתצפית מהחלל.
OAO-2 ו-OGO-5 צפו בו באופן שיטתי החל מאמצע מרץ עד אמצע אפריל באותה שנה, ותיעדו שינויים במבנה ההילה שלו.
מהנתונים הפוטומטריים שהתקבלו מ-OAO-2, ניתן היה לחשב את קצב היצירה של OH ו-H והתלות שלהם במרחק השביט מהשמש.
התוצאות אישרו את ההנחה שייצור הגז של שביטים במרחקים קטנים מהשמש, נקבע על ידי התאדות המים מהגרעין.
אובדן המים הכולל במהלך מעברו של השביט במערכת השמש הפנימית נאמד ב-200 מיליון טון.
ב-1 וב-2 באפריל נצפה השביט לראשונה על ידי טלסקופ החלל OGO-5, שהיה מצויד באמצעות פוטומטר רגיש, שהיה מסוגל לזהות פליטות מאטומי מימן עד למרחק של כמה מיליוני ק"מ מגרעין השביט.
מהמדידות ניתן היה להסיק את מסת המימן בכ-2 מיליון טון.
לאחר המדידות המוצלחות הראשונות הללו, הוחלט להמשיך ולצפות בשביט עם המכשירים שעל OGO-5 וכך התקבלו עד 30 באפריל שתים עשרה מפות עוצמה של פליטת קו α בסדרת לימן של השביט.
המפות מציגות את התפתחות מעטפת המימן במהלך חודש שלם.
ב-1 באפריל, כאשר השביט היה במרחק של כ-0.6 יחידות אסטרונומיות מהשמש, מעטפת המימן הייתה בגודל של 20 מיליון ק"מ × 15 מיליון ק"מ, ולאחר מכן החלה להתכווץ באיטיות.
קצב ייצור אטומי המימן היה דומה לערך שהתקבל מתצפיות OAO-2.
במרכז טיסות החלל גודארד במרילנד, צולמו תמונות של השביט מ-28 במרץ עד 18 באפריל 1970, עם מסנני התאבכות באורכי גל שונים באזורי הסגול, הכחול, הירוק והצהוב של הספקטרום.
בפרט, בדקו את קווי הפליטה של CO+, CN, C2, ו-Na.
תמונות אלו בשילוב תמונות נוספות, שצולמו ממצפה הכוכבים של המבורג, שימשו להפקת מפות של הילת השביט עם קווים שווי-בהירות עד למרחק של 150,000 ק"מ מהגרעין.
סקרים דומים נערכו גם מ-31 במרץ עד 27 באפריל במצפה של אוניברסיטת מערב אונטריו בקנדה.
גם שם צולמו תמונות של השביט באמצועת מסנני התאבכות באורכי גל שונים בתחום הסגול, הכחול והירוק של הספקטרום.
במיוחד נמדדו קווי הפליטה של CN ו-C2 ופרופילי העוצמה שלהם הוערכו בכיוונים מקבילים ומאונכים לזנב השביט והוצגו בצורה של איזופוטים.
מ-30 במרץ עד 7 במאי 1970 נערכו מחקרים ספקטרוגרפיים של השביט במצפה הכוכבים של אוניברסיטת טולדו באוהיו.
בדרך זו התקבלו פרופילי בהירות של קווי הפליטה של C2 ו־CN עד למרחק של 100,000 ק"מ מגרעין השביט.
פרופיל בהירות של קו הפליטה ה"אסור" של אטום החמצן ב-630 ננומטר, נוצר מתמונות מ-18 באפריל.
הוצע כי אטומים אלו נובעים מהתפרקות של CO2, וכי שביט בנט הכיל CO2 בכמות עודפת על מים.
אותן תמונות שימשו גם ליצירת פרופיל בהירות של יון H2O+ עד למרחק של כ-100,000 ק"מ מהגרעין ולקביעת קצב הייצור שלו.
בין 7 ל-18 במרץ צולמו תמונות של השביט במצפה הכוכבים סרו טולולו בצ'ילה.
זנבו של השביט לא הראה הפרעות ניכרות, וניתן היה לראות רק מעט קרני צד בהירות, מה שמצביע על אינטראקציה חלשה יחסית בין רוח השמש ושדות מגנטיים הקשורים לבין השביט.
ניתוח של תמונות שצולמו מסוף מרץ עד סוף מאי ממצפה אסייגו באיטליה הראה כי ב-3 ו-4 באפריל התנתק זנב הגז של השביט מההילה.
מסוף מרץ עד אמצע אפריל 1970 נערכו במעבדת הירח והכוכבים באריזונה תצפיות באינפרא אדום על בהירות של השביט.
בנוסף, ב-31 במרץ 1970 בוצעו תצפיות באמצעות טלסקופ אינפרא אדום מוטס.
ב-4 באפריל 1970, השביט בנט נמדד פוטומטרית במצפה הכוכבים אובריאן של אוניברסיטת מינסוטה באינפרא אדום הקרוב והבינוני באורך גל של 2-20 מיקרומטר.
בנוסף לקרינת גוף שחור רציפה בטמפרטורה של כ-500°K, ניתן היה לזהות קו פליטה גם ב-10 מיקרומטר, שמקורו בגרגרי סיליקט באבק השביט.
בניסוי שנערך במרץ 1970, טלסקופי רדיו במערב וירג'יניה ובמרילנד ביצעו סריקות רגישות בתדרים של 4.83 GHz ו-22.2 GHz, בהתאמה, במטרה לזהות קווי פליטה אופייניים לפורמלדהיד ומולקולות מים.
תוצאות הניסוי היו שליליות, דבר המצביע על כך שהריכוז של מולקולות אלו באזורים שנבדקו היה נמוך מהרגישות של המכשירים.
ניסיונות צילום של אפולו 13
צוות של אפולו 13 אמור היה לצלם את שביט בנט במהלך מסעם לירח.
הניסיון הראשון שלהם ב-13 באפריל 1970 לא צלח, וניסיונות נוספים בוטלו עקב התקלה בחללית שגרמה לביטול כל המשימות המדעיות שתוכננו.
שביט מקנוט, הידוע גם בתור השביט הגדול של 2007, שכינויו הרשמי C/2006 P1, הוא שביט לא מחזורי, שהתגלה ב-7 באוגוסט 2006 על ידי האסטרונום הבריטי-אוסטרלי רוברט מקנוט ממצפה באוסטרליה.
מקנוט היה השביט הבהיר ביותר זה למעלה מ-40 שנה, ונראה בקלות בעין בלתי מזוינת מחצי הכדור הדרומי בינואר ובפברואר 2007.
עם בהירות נראית מרבית של 5.5-, השביט היה השני בבהירותו מאז 1935. בסביבות הפריהליון ב-12 בינואר, הוא נראה ברחבי העולם לאור יום.
זנבו הגיע בשיאו לאורך משוער של 35 מעלות.
מקנוט גילה את השביט בתמונת CCD ב-7 באוגוסט 2006 במהלך תצפיות שגרתיות של סקר למיפוי אובייקטים קרובים שעשויים להתנגש בכדור הארץ.
השביט התגלה בקבוצת נושא הנחש, עמום מאוד, בעוצמה של 17+ בערך.
מאוגוסט עד נובמבר 2006, השביט צולם ונעקב כשהוא נע דרך קבוצת נושא הנחש וקבוצת עקרב, והתבהר לבהירות נראית של 9+, עדיין עמום מכדי שניתן יהיה לראות אותו בעין בלתי מזוינת.
במשך רוב חודש דצמבר, לא ניתן היה לצפות בשביט בשל זוהר השמש.
כאשר הופיע מחדש בתחילת ינואר 2007, התבהר השביט משמעותית, וניתן היה לצפות בו בעין בלתי מזוינת.
צופים בחצי הכדור הצפוני, יכלו לראותו במזל קשת ובקבוצות הכוכבים הסמוכות, עד ל-13 בינואר בערך.
הפריהליון היה 12 בינואר במרחק של 0.17 יחידות אסטרונומיות.
ב-12 בינואר נכנס השביט לשדה הראייה של טלסקופ החלל SOHO, וניתן היה לצפות בו באינטרנט כמעט בזמן אמת.
ב-16 בינואר יצא השביט משדה הראייה של SOHO.
בשל קרבתו לשמש, לצופים הקרקעיים של חצי הכדור הצפוני היה חלון קצר לצפייה, וניתן היה לזהות את השביט רק במהלך דמדומים בהירים.
כשהגיע לפריהליון ב-12 בינואר, הוא הפך לשביט הבהיר ביותר מאז השביט איקיה-סקי ב-1965. השביט זכה לכינוי השביט הגדול של 2007. ב-13 וב-14 בינואר 2007 השביט השביט הגיע לבהירות נראית מרבית של 5.5-.
בין ה-12 ל-14 בינואר הוא היה בהיר מספיק כדי להיראות באור יום כ-5°-10° דרום מזרחית לשמש.
ב-15 בינואר 2007 היה השביט קרוב ביותר לכדור הארץ, במרחק של 0.82 יחידות אסטרונומיות.
הגשושית יוליסס עברה באופן בלתי צפוי דרך זנבו של השביט ב-3 בפברואר 2007. עדויות על המפגש פורסמו בגיליון ה-1 באוקטובר 2007 של The Astrophysical Journal.
יוליסס חלפה דרך זנב היונים של השביט כ-260 מיליון קילומטרים מגרעין השביט, וקריאת המכשירים הראתה שקיימת "כימיה מורכבת" באזור.
הספקטרומטר על גבי הגשושית מדד את הרכב זנבו של השביט וזיהה יונים בלתי צפויים.
זו הייתה הפעם הראשונה שבה התגלו יוני חמצן ליד שביט.
זה הצביע על כך שיוני רוח השמש, שהיו מיוננים מרוב האלקטרונים שלהם, רכשו אלקטרונים בזמן שעברו באטמוספירה של השביט.
ניתוח מסלול השביט C/2006 P1 מראה כי הוא הגיע ישירות מענן אורט.
מסלולו היפרבולי עם אקסצנטריות מעט גדולה מ-1 במהלך מעברו במערכת השמש הפנימית, אך האקסצנטריות תרד מתחת ל-1 לאחר ההתרחקות מהשפעת כוכבי הלכת, והוא יישאר קשור למערכת השמש, כשביט ענן אורט.
אף על פי שהשביט היה בהיר למדי, הוא היה חיוור בהרבה מהתחזיות: בהירותו הנראית הגיעה לשיא של 3- בלבד, בשונה מהתחזיות שצפו לו בהירות של 10-.
הוא גם נראה רק למשך זמן קצר בהרבה מהצפוי.
השביט התגלה ב-18 במרץ 1973 על ידי האסטרונום הצ'כי לובוש קוהוטק.
קוהוטק חיפש את שביט ביילה, וגילה באופן בלתי צפוי את השביט, שקרוי על שמו.
הוא התגלה רחוק יותר מהשמש מכל שביט קודם.
על פי שיטות חיזוי מקובלות, שביט קוהוטק היה אמור להיות בהיר מאוד בסוף 1973 ובתחילת 1974.
השביט הגיע לפריהליון ב-28 בדצמבר 1973. בנקודה זו הייתה בהירותו מרבית, אך מפאת קרבתו לשמש ניתן היה לצפות בו מכדור הארץ רק באמצעות מכשור מדעי ייעודי, ורוב הצופים מכדור הארץ נאלצו להמתין עד ינואר 1974, כאשר השביט התרחק מהזוהר המסנוור של השמש.
בהירותו הנראית הייתה אז 0. בהמשך אותו חודש דעכה בהירותו במהירות, עד שלא ניתן היה לצפות בו בעין בלתי מזוינת.
הוא נצפה לאחרונה בנובמבר 1974. בשל התחזיות לבהירות נדירה בעוצמתה, שפורסמו בכלי תקשורת רבים בעולם אך לא התממשו לבסוף, הפך קוהוטק לשם נרדף לאכזבה גדולה.
בשל הזיהוי המוקדם והמאפיינים הייחודיים שלו, הושקע מאמץ מדעי רב בתצפיות בקוהוטק, והוא הפך לשביט הנחקר ביותר באותה תקופה.
הממצאים שהתקבלו קידמו באופן משמעותי את ההבנה של שביטים.
הזיהוי של מולקולות מורכבות יותר שנפלטו מקוהוטק, לצד רכיבים כימיים פשוטים, אישר את ההשערה ששביטים מורכבים גם ממולקולות גדולות יותר שמתפרקות לתוצרים פשוטים.
הנוכחות המשמעותית של גזים ושל פלזמה שנפלטו מקוהוטק, תמכה במודל "כדור השלג המלוכלך" להרכבם של גרעיני שביטים.
המסלול האקסצנטרי של קוהוטק לפני הפריהליון של 1973, מרמז שייתכן שהוא נוצר מוקדם מאוד, סמוך לזמן היווצרותה של מערכת השמש, או שמקורו במערכת פלנטרית אחרת.
ייתכן שזמן המחזור שלו היה בתחילה מסדר גודל של כמה מיליוני שנים, וייתכן גם שהופעתו ב-1973 היה המסע הראשון שלו פנימה לתוך מערכת השמש.
השביט התגלה ב-18 במרץ 1973 על ידי האסטרונום הצ'כי לובוש קוהוטק כחלק מניסיון לזהות את שביט ביאלה.
קוהוטק בדק לוח צילום שצולם במצלמת שמידט במצפה הכוכבים של המבורג בברגדורף.
לוח הצילום נחשף פעמיים, עם מרווח של 15.5 דקות בין החשיפות.
שביט קוהוטק הופיע על לוח הצילום כנקודה מפוזרת כפולה.
האובייקט הופיע גם בצילום של אותו שדה ב-9 במרץ, כשהוא מוסט בכיוון מערב-צפון-מערב, מה שאישר כי מדובר באובייקט אמיתי הנע על פני כוכבי הרקע ולא בשגיאת תצפית.
בזמן הגילוי הייתה בהירותו הנראית של השביט בין 15.5 ל-16, והוא הופיע בקבוצת הכוכבים "נחש מים".
קוהוטק תיאר את השביט כ"מפוזר עם עיבוי מרכזי".
בזמן הגילוי היה השביט ליד מסלולו של כוכב הלכת צדק, במרחק של כ-4.7 יחידות אסטרונומיות מהשמש ו-4 יחידות אסטרונומיות מכדור הארץ.
השביט נע באיטיות רבה לכיוון מערב-צפון-מערב, במהירות זוויתית של כ-0.2° ליום.
בהתבסס על חישובי מסלול עוקבים, הוערך כי השביט יגיע לפריהליון כשבעה חודשים מאוחר יותר.
גילויו של שביט במרחק כה גדול ובזמן כה רב לפני הגיעו לפריהליון שלו, היה חסר תקדים.
ב-19 במרץ 1972 שלח קוהוטק את ממצאיו ללשכה המרכזית למברקים אסטרונומיים (CBAT) , מה שהוביל להכרזה על התגלית בחוזר 2511 של האיגוד האסטרונומי הבין-לאומי.
זה היה השביט השישי שהתגלה ב-1973, ובכך קיבל את הכינוי הרשמי 1973f.
אלמנטי המסלול של שביט קוהוטק חושבו על ידי האסטרונום הבריטי בריאן ג'י מרסדן זמן קצר לאחר גילוי השביט, באמצעות צילומי השביט מ-7, 9 ו-21 במרץ 1973. על פי חישובים אלה לקוהוטק מסלול כמעט פרבולי, השוכן סמוך למישור המילקה עם אקסצנטריות בין 0.9999 ל-1 ונטיית מסלול של 14.3°.
על פי נתוני מסלול אלה השביט אמור היה לעבור קרוב מאוד לשמש, כשהפריהליון יתרחש ב-28 בדצמבר 1973 במרחק של 0.14 יחידות אסטרונומיות בלבד מהשמש.
הפריהליון הקרוב ובהירותו של השביט עם גילויו היו דומים לאלה של שביטים אחרים שהפכו בהירים מאוד.
המסלול המחושב גם הצביע על כך שייתכן שהמעבר הקרוב של קוהוטק הוא המעבר הראשון שלו במערכת השמש הפנימית.
על פי החישוב הראשוני של מרסדן, אורך הציר החצי-ראשי של קוהוטק הוא כ-50,000 יחידות אסטרונומיות.
לחלופין, ייתכן שזמן המחזור של קוהוטק היה כמיליון שנים לפני שחווה את השפעות הכבידה של כוכבי הלכת, מה שיהפוך את קוהוטק לשביט ארוך מחזור.
רעיון זה נתמך על ידי סטיבן מרן מנאס"א, שהאמין שלשביט היה בתחילה פריהליון רחוק יותר ממסלול צדק, עד שכוכב חולף השפיע עליו כבידתית, צמצם את הפריהליון שלו למסלול של כוכב חמה ואת זמן המחזור שלו ל-4–5 מיליון שנים.
אינטראקציות כבידה נוספות בין השביט לכוכבי הלכת היו מקצרות את תקופת ההקפה של השביט עוד יותר, לכ-75,000 שנים.
ב-15 בינואר 1974 היה קוהוטק בנקודה הקרובה ביותר לכדור הארץ, במרחק של כ-0.8 יחידות אסטרונומיות, כך שלא ניתן היה לזהות פרטים בגרעין השביט באמצעות תצפיות מכדור הארץ.
ו-JPL Small-Body Database הציגו את קוהוטק כבעל מסלול היפרבולי, כשהיה ליד הפריהליון, אך עד 1978 הפך המסלול להיות קשור לשמש.
השביט אינו צפוי לחזור למערכת השמש הפנימית במהלך 75,000 השנים הקרובות.
חלק מהמטאורואידים שנפלטו על ידי קוהוטק במהלך ההתקרבות הראשונית שלו, במיוחד אלה שקוטרם גדול מ-0.2 מ"מ, נכנסו למסלולים יציבים סביב השמש.
בתצפית מכדור הארץ בין השנים 1973 ל-1974, נע השביט על פני השמים בכיוון דרום-מזרח, בדומה לנתיבו של השביט האלי בין השנים 1985 ל-1986. לצופים בחצי הכדור הדרומי ובאזורים הטרופיים היה קל יותר לצפות בשביט.
הוא נראה בשמי הערב מרגע גילויו ועד סוף ספטמבר 1973. לאחר מכן הפך השביט לעצם של שמי הבוקר.
לאחר שהופיע בקבוצת הכוכבים נחש מים, נע השביט עד סוף 1973 על פני קבוצות הכוכבים סקסטנט, אריה, גביע, עורב, בתולה, מאזניים, עקרב וקשת.
קוהוטק היה סמוך לגבול קשת ונושא הנחש במהלך הפריהליון, כאשר הוא היה מופרד חזותית מהשמש ב-0.5° בלבד.
בשנת 1974 נע השביט על פני קבוצות הכוכבים גדי, דלי, דגים ושור.
נכון לשנת 2022, השביט נמצא במרחק של כ- מהשמש בקבוצת תאומים.
האקסצנטריות הגבוהה של מסלולו של קוהוטק והיעדר היסטוריה של אינטראקציות עם גופים גדולים במערכת השמש מעידים על כך שהוא עשוי להיות שריד של שלב ההיוצרות של מערכת השמש או שמקורו במערכת פלנטרית אחרת.
ייתכן גם שמקורו של השביט הוא בעננת אורט.
ב-1974, ניתוח פוטומטרי של קוהוטק, תוך שימוש בכוכב חמה כנקודת ייחוס, קבע כי קוטר הגרעין של קוהוטק הוא לכל היותר 30 ק"מ.
ב-1975 ניסו חוקרים לקלוט הד מכ"ם מגרעין השביט קוהוטק באמצעות טלסקופ רדיו הייסטק , אך ללא הצלחה.
המסקנה הייתה שגודלו של הגרעין אינו עולה על 250 ק"מ.
ב-1976 נערכה אנליזת פוטומטריה, ועל סמך קצב אובדן מים הוערך כי לגרעין יש רדיוס של כ-2.1 ק"מ ואלבדו של כ-0.67.
לשביט בהירות מוחלטת כוללת של 5.8, והבהירות מוחלטת של גרעינו היא 9.5. במהלך הופעתו של קוהוטק בשנים 1973–1974, רוחב זנבו היה כ-30,000 ק"מ בסמוך להילה וכ-300,000 ק"מ הרחק ממנה.
זיהוי של יוני פחמן חד-חמצני חיוביים הראה שאורך הזנב היה לפחות 20 מיליון ק"מ.
הגוון הצהוב-כתום של זנב האבק של קוהוטק במהלך הפריהליון שלו, כפי שנצפה על ידי אסטרונאוטים בסקיילאב, היה ככל הנראה תוצאה של פיזור אור על ידי חלקיקי אבק בזלת בגדלים של כ-0.5 מיקרומטר.
סמוך להילה הזנב היה חסר צבע, מה שמעיד על התפלגות רחבה של גודלי החלקיקים.
תצפיות ממצפה הכוכבים המשותף לחקר שביטים בניו מקסיקו, זיהו את זנב היונים הכחול של קוהוטק, משתרע למרחק של 0.333 יחידות אסטרונומיות מהגרעין.
צפיפות החלקיקים בזנב במרחק של כמה מיליוני קילומטרים מהגרעין הייתה כ-10 יונים לסמ"ק, בעוד שצפיפות האלקטרונים המקסימלית בזנב הייתה כ-20,000 אלקטרונים לסמ"ק.
במרחק של 0.5 יחידות אסטרונומיות בערך מהשמש, זרם הפלזמה בזנבו של קוהוטק יצר שדה מגנטי חלש בעל עוצמה דומה לשדה המגנטי הבין-פלנטרי.
אנליזות ראשוניות של השביט סיפקו אומדנים שונים לכמויות האבק והגז שנפלטו מהשביט.
חלקן הצביעו על כך שקוהוטק עשיר יחסית באבק (וכתוצאה מכך דל בגז) ואחרות הצביעו על כך שהשביט דל יחסית באבק (וכתוצאה מכך עשיר בגז).
כאשר כדור הארץ עבר דרך מישור מסלולו של קוהוטק הופיע אנטי זנב, שהעיד על הדומיננטיות של האבק בחומר שנפלט מהשביט.
אנטי זנבות מורכבים מחלקיקים מוצקים גדולים יחסית, המתפזרים סביב הגרעין.
לחלקיקים באנטי-זנב היו רדיוסים גדולים מ-10 מיקרומטר בערך, בעוד שרדיוסי החלקיקים בהילה ובזנב היו פחות מ-1 מיקרומטר.
במרחק של 0.23 יחידות אסטרונומיות מהשמש, החומר הפחות רפלקטיבי בהילה היה בעל של 20 ± 720 מעלות קלווין בעוד שהחומר באנטי-זנב היה בעל טמפרטורה אפקטיבית של 10 ± 565 מעלות קלווין.
חימום שמש אינטנסיבי סמוך למועד הפריהליון הפחית מאוד את גודל החלקיקים באנטי-זנב, והותיר מאחוריו רק חלקיקים בגדלים של לפחות 100–150 מיקרומטר, מה שהוביל לירידה בבהירות האנטי-זנב.
סיליקטים זוהו בזנב ובאנטי-זנב באמצעות תצפיות באינפרא אדום.
ב-2 בדצמבר 1973 נפלטו מקוהוטק כ-900 מיליארד מולקולות אבק בשנייה.
לאחר הפריהליון ירד קצב פליטת האבק, וב-31 בינואר 1974 נפלטו מקוהוטק כ-30 מיליארד מולקולות אבק בשנייה.
מעבר זה הודגש גם על ידי עלייה ביחס הגז לאבק של קוהוטק לפחות בפקטור של פי 2 לאחר הפריהליון.
ייתכן שהשינוי התאפשר על ידי המראה של משטחים מכוסי קרח כאשר השביט התקרב לשמש.
פליטת המטאורואידים במעבר של קוהוטק בסמוך לשמש הוסיפה בערך 1 מיליארד ק"ג מסה ל.
הלוויין HEOS 2 זיהה מיקרו-מטאורואידים קטנים כאשר חצה את מישור המסלול של השביט בסביבות 9 ביוני 1974. למיקרו-מטאורואידים הללו היו מסות שנעו בין ל- גרם.
בהמשך הראו אנליזות פוטומטריות כי קוהוטק היה כוכב שביט גזי עם יחס גבוה בין גז לאבק, תכונה המאפיינת שביטים הנכנסים למערכת השמש הפנימית בפעם הראשונה, מה שמרמז על גרעין עשיר בחומרים נדיפים.
ניתוחים של ההילה והזנב של קוהוטק באולטרה-סגול קרוב מצאו נוכחות שווה בערך של אטומי מימן והידרוקסיד, מה שמצביע על כך שמקורם במים שעברו פוטוליזה.
כאשר היה במרחק של 1 יחידות אסטרונומיות מהשמש, איבד קוהוטק כמיליון טון מים ביום.
בתקופה של 120 ימים סביב הפריהליון, המאופיין בקצב המראה מקסימלי של מים, איבד השביט כ-64 מיליארד ק"ג.
אובדן המסה עקב פליטת מים לאחר פריהליון היה בערך מחצית מאבדן המסה בתקופה המקבילה לפני הפריהליון.
פני השטח של הגרעין של קוהוטק היו מכוסים, ככל הנראה, בתערובת של חלקיקים וקרח מים המאוחסנים בקלאתרטים.
חלק גדול מהמים הללו התאדו כאשר קוהוטק התקרב לפריהליון עקב התגברות הקרינה והותירו אחריהם רק קרח תת-קרקעי וכיסי מים קטנים יותר על פני השטח של הגרעין.
הפליטה הלא אחידה של מים ושל חומרים נדיפים אחרים מצביעה על כך שלגרעין של קוהוטק יש כנראה הרכב ומבנה הטרוגניים בסקאלות של בערך 10 מטר.
סילוני חומרים נדיפים נפלטו כנראה מאזורים שנחשפו לאחר שהתאדו מהם חומרים פחות נדיפים.
ניתוח מאוחר יותר של ספקטרוגרמות של קוהוטק סיפק עדויות חזקות לנוכחות קטיון המים (H2O+), במיוחד בזנב השביט.
היון הזה היה ככל הנראה תוצאה של פוטו-יוניזציה של מים נייטרליים (H2O) קרוב מאוד לגרעין.
חמצן אטומי ופחמן אטומי זוהו גם כתוצרים הסבירים של פירוק פחמן חד-חמצני או פחמן דו-חמצני.
הגרעין פלט גם מימן בקצב של עד כ- אטומים לשנייה במהירויות של כ-0.2 ± 7.8 קמ"ש.
בשל הצפיפות הנמוכה של מימן והכבידה הנמוכה של קוהוטק, ענן המימן המקיף את השביט היה גדול, ורוחבו היה כ-30 מיליון ק"מ - גדול יותר מדיסקת השמש.
בתוך הענן, היחס בין דאוטריום למימן אטומי היה לכל היותר 1%.
מאוחר יותר הובן שהמימן האטומי הוא התוצר של הפוטו-דיסוציאציה של קרח מים הנמצאים בגרעין השביט.
ייתכן שהגרעין גם היה מכוסה פעם בשכבה בעובי של מטר בערך של חומרים נדיפים מאוד, שהתנדפו במהירות כאשר קוהוטק התקרב לראשונה למערכת השמש הפנימית.
ציאניד נצפה לראשונה בהילה של קוהוטק ב-15 באוקטובר 1973, כשהשביט נמצא במרחק של 1.8 יחידות אסטרונומיות מהשמש.
החתימה הספקטרוגרפית של מתיל ציאניד באורך גל של 2.7 מ"מ זוהה גם בגרעין של קוהוטק.
תצפיות רדיו ומיקרוגל של השביט זיהו מימן ציאניד, רדיקל מתילידין ואלכוהול אתילי בנוסף להידרוקסיד ומים.
חומרים כימיים אחרים שזוהו בהילה של קוהוטק כללו את רדיקל האמינו, פחמן דו-אטומי ונתרן יודי.
כמו כן זוהו חתימות פליטות של גז תלת-פחמןC3 וחנקן.
שלא כמו בשביטים שנצפו בעבר, רדיקלי הציאנו והפחמן הדיאטומי בהילה של קוהוטק לא התפזרו בצורה כדורית אלא התארכו באופן משמעותי הרחק מהשמש למרחקים של עד 10,000,000 ק"מ.
בעקבות גילוי השביט על ידי לובוש קוהוטק, נערכו תצפיות נוספות על השביט, שהראו כי הילת השביט הייתה צפופה מאוד וקוטרה כ-20 שניות קשת.
ב-5 במאי 1973 הפך השביט לחיוור מכדי שניתן יהיה לצפות בו בשעות הדמדומים.
בשלב זה, בהירות השביט הייתה בערך 14. לאחר מספר חודשים של ראות לקויה, זוהה השביט על ידי אסטרונום יפני חובב ב-23 בספטמבר; בהירותו הנראית של השביט הייתה 11 אבל הוא נשאר אובייקט מפוזר ונטול פרטים.
בשלב זה היה השביט במרחק של 2.2 יחידות אסטרונומיות מהשמש.
בסוף ספטמבר הופיע זנב ברור בצורת מניפה באורך 2 דקות קשת.
עד אמצע אוקטובר 1973 ההילה גדלה לקוטר של 1 דקת קשת, ועד סוף החודש נראה בבירור גם גרעין השביט.
בנובמבר 1973 הפך קוהוטק בהיר מספיק כדי שניתן יהיה לראות אותו בעין בלתי מזוינת.
זנב היונים של השביט נצפה לראשונה ב-21 בנובמבר, כשהוא מלווה את זנב האבק הבהיר יותר.
עד 22 דצמבר 1973 הגיע השביט לבהירות נראית של 2.8, לפני שהפך לבלתי ניתן לצפייה מכדור הארץ עקב ההתקבצות של קוהוטק והשמש; בין 24 ל-31 בדצמבר השביט היה במרחק זוויתי של 10° מהשמש.
במהלך תקופה זו, השביט הפך השביט בהיר יותר, מה שהציב אותו בשורה אחת עם השביטים הגדולים.
קוהוטק היה בעוצמתו הבהירה ביותר בתקופה זו, והיה אובייקט בבהירות נראית 3- בערך.
באינפרא אדום היה קוהוטק היה עצם בהיר בהרבה, ובאורכי גל של 10 מיקרון ו-20 מיקרון הייתה בהירותו הנראית 4.75- ו-5.70- בהתאמה.
בנקודת הקִרבה המקסימלית שלו אל השמש, השביט נצפה במרחק זוויתי של 0.75 מעלות בלבד ממרכז השמש.
בזמן זה בהירות השמש הקשתה על תצפית מכדור הארץ, אך אסטרונאוטים במשימות סקיילאב וסויוז 13 הצליחו לבצע תצפיות ישירות בשביט.
האסטרונאוטים בסקיילאב ציינו כי השביט היה צהבהב במובהק, והעריכו כי קוהוטק בשיא הבהירות שלו דומה לבהירותו של צדק, 1.6- .
במהלך המעבר הקרוב של קוהוטק הופיע אנטי זנב, שנמתח עד 5–7 מעלות מהשביט לכיוון השמש.
תצפיות מסקיילאב לא הצליחו לזהות את ההפרדה הטיפוסית בין זנב הגז לזנב האבק בשביט.
במקום זאת, השביט קיבל מרקם צהוב אחיד, השתנה ללבן ומאוחר יותר למראה סגול מנומר.
הצבע הצהוב של השביט בפריהליון נבע מפיזור אור השמש על ידי נתרן שנפלט מהשביט.
בשיא גודלו, התפרס זנב השביט קוהוטק על פני זווית של 25 מעלות בשמים.
בנוסף, התגלו בזנב מבנים מורכבים, כגון סלילים ועננים לא סדירים, שהשתרעו למרחק ניכר מהגרעין.
החל מה-27 דצמבר 1973 ניתן היה לחזור ולצפות בקוהוטק מכדור הארץ.
לצופים בכדור הארץ היה השביט אובייקט שבהירותו 0 או 1. עד שקוהוטק הגיע לעמדה נוחה יותר לצפייה על ידי הציבור הרחב, הוא דעך לבהירות 2 בערך.
השביט התעמעם לבהירות של כ-10 לקראת סוף מרץ 1974. עד אפריל 1974 עקבו אחר השביט בטלסקופים מכדור הארץ.
בדרכו הרחק מהשמש הוא נראה הרבה יותר מפוזר ומטושטש בהשוואה למראהו כשהתקרב אליה.
כאשר השביט חזר לאותו מרחק מהשמש שבו התגלה, הוא היה פי 100 יותר חיוור מאשר בזמן שהתגלה.
השביט צולם בפעם האחרונה בתחילת נובמבר 1974 כשהוא במרחק של כ-5 יחידות אסטרונומיות מהשמש, ובהירותו הנראית 22.
מטר מטאורים קלוש שנראה ב-1–3 מרץ 1974, בזמן המעבר הקרוב ביותר של כדור הארץ למסלולו של קוהוטק, עשוי להיות קשור ישירות לקוהוטק.
המעבר הצפוי של קוהוטק בסמוך לשמש וההשערה כי מעולם לא התקרב לשמש בעבר, הפכו את השביט למועמד להיות אחד השביטים הבהירים ביותר של המאה ה-20. ההנחה המקובלת הייתה כי בהירותו של שביט פרופורציונית להופכי של החזקה הרביעית של מרחקו מהשמש.
הנחה זו הייתה הבסיס לחיזוי שיא בהירותם של שביטים.
הערך של החזקה המשמשת לחישוב הבהירות המרבית של שביט, אינו קבוע ונע בין 3 ל-6. גמישות זו בערך n גורמת לחוסר ודאות בחישובי בהירות השביטים.
במקרה של קוהוטק, החישובים התאורטיים הצביעו על אפשרות לעלייה בבהירות של פי מיליון ויותר.
אף על פי שעל סמך התצפיות המוקדמות ניתן היה לספק הערכה מדויקת יותר לבהירות הנראית הסופית של השביט, בערך 2.3-, חלק מהאקסטרפולציות של בהירות השביט באמצעות תצפיות הצילום הראשוניות חזו כי בסמוך לפריהליון תהיה בהירותו הנראית 10-.
שביט כה בהיר יראה היטב באור יום.
מאוחר יותר הגיעו ההערכות לבהירות של 12-, דומה לבהירות של ירח מלא.
בהתבסס על הבהירות הגבוהה, חזו האסטרונומים כי יהיה ניתן לצפות בשביט בעין בלתי מזוינת במשך זמן רב.
תחזיות מוקדמות הראו שקוהוטק ייראה בעין בלתי מזוינת מתחילת נובמבר 1973. לאחר מכן, עד אמצע דצמבר, יהפוך לבהיר כמו צדק, ובינואר 1974 בסמוך לזמן שיגיע לפריהליון, תגדל בהירותו עוד יותר.
כאשר פורסמו ההערכות הללו הוכתר קוהוטק על ידי העיתונות כ"שביט המאה".
פרד לורנס וויפל ציין כי השביט עשוי "להיות השביט של המאה".
בריאן מרסדן הצהיר כי "עצם [בגודל של שביט קוהוטק] צריך להגיע לבהירות חריגה ולפתח זנב יוצא דופן", וכי הוא צפוי להראות בעין בלתי מזוינת למשך כ-12 שבועות.
אך הוא גם הזהיר כי העבר מראה, ששביטים עשויים להיות בלתי צפויים ומאכזבים.
סוכנות הידיעות Associated Press דיווחה בתחילת אפריל 1973, שאסטרונומים האמינו שהגעתו של השביט "עשויה להיות האירוע האסטרופיזי המרהיב ביותר של המאה [העשרים]".
למרות התחזיות, שמשכו את תשומת הלב של העיתונות והציבור הרחב, היו גם אסטרונומים זהירים, שקבעו שתחזיות אלה היו אופטימיות מידי.
ללא קשר לבהירות שלו, השביט יהיה קרוב מדי לשמש מכדי שצופים מכדור הארץ יוכלו לצפות בו בשיאו.
חוזר 548 של האגודה הבריטית לאסטרונומיה, שפורסם ב-25 יולי 1973, סיפק תחזית חלופית בגודל 3- לשיא הבהירות של קוהוטק.
עד אוגוסט 1973, ההערכות לגבי הבהירות המקסימלית של קוהוטק נותרו גבוהות מאוד.
מאמר ב-Nature שפורסם בשבוע האחרון של ספטמבר 1973 טען שבהסתברות מעל 50 אחוז, שיא הבהירות של קוהוטק יהיה בטווח של שתי יחידות מ-4-.
באוקטובר 1973 העלון הלאומי המלווה את "כתב העת של האגודה האסטרונומית המלכותית של קנדה" העריך כי קוהוטק ייראה בעין בלתי מזוינת במשך ארבעה חודשים סביב הפריהליון.
ככל שהתקרב השביט לפריהליון, עודכנו תחזיות הבהירות כלפי מטה.
ב-11 באוקטובר 1973 חוזר BAA 549 תיקן את ההערכה של בהירותו הנראית מרבית של השביט לערך 4-.
בהירות כזו תניב רק כעשרה ימים של ראות ברורה בעין בלתי מזוינת לצופים בחצי הכדור הצפוני.
בנובמבר 1973 פורסמו תחזיות נמוכות יותר לבהירות השביט.
אף על פי שקוהוטק התבהר בפקטור של כמעט מיליון כאשר הגיע לפרהליון, מספיק "כדי להוות אובייקט משובח עבור צופים מנוסים בתנאים אידיאליים בשמים בהירים הרחק מאורות העיר", השביט היה חיוור בהרבה מהחזוי ונראה בינוני למדי בעיני הציבור.
בסופו של דבר, הבהירות הסופית של השביט הייתה קרובה לתחזיות הנמוכות שפורסמו.
מאוחר יותר אמר אחד החוקרים כי "אם אתה רוצה הימור בטוח, תהמר על סוס – לא על שביט."
סיבות לאופטימיות יתר של התחזיות
למרות ערכים גבוהים יותר של החזקה , עקומת האור של קוהוטק מ-24 בנובמבר 1973 לפריהליון התאימה לערך של .
אחרי פריהליון ל-16 בינואר 1974 ההתאמה הטובה ביותר הייתה ל- או .
השימוש האופטימי בערך הוביל להערכת-יתר של בהירות הפריהליון של קוהוטק בשיעור של עד פי 2800. ייתכן שהבהירות המוקדמת של קוהוטק בסביבות זמן גילויו הושפעה משחרור אינטנסיבי של חומרים נדיפים מאוד, שעשויים היו להיות שכיחים בגרעין שביט שמתקרב למערכת השמש הפנימית בפעם הראשונה.
ייתכן שפליטת הגזים הוגברה על ידי שכבות חיצוניות נקבוביות במיוחד של הגרעין, שאפשרו לקרח הנדיף ביותר להתאדות בקלות במרחק גדול מהשמש.
במודל זה, השביט היה מתבהר במהירות בשלבים המוקדמים של התקרבות השמש שלו, עם בערך, לפני שהוא ממשיך להתבהר בדומה לשביטים קצרי מחזור.
הפרץ המוקדם היה מוביל לציפיות מוגזמות של הבהירות הסופית של השביט.
מחקר נפרד על שביטים ארוכי-מחזור שפורסם ב-1995 מצא ששביטים בעלי ציר חצי-ראשי התחלתי גדול מ-10,000 יחידות אסטרונומיות מתבהרים לאט יותר ובמידה פחותה מאשר שביטים בעלי מחזור קצר יותר.
כעת מובן שעקומת האור של קוהוטק, שקדמה לפריהליון של 1973 הייתה אופיינית לשביטים עם מסלולים דומים.
קוהוטק היה בזמנו השביט המתוקשר ביותר מלבד השביט של האלי.
תשומת הלב התקשורתית נבעה משילוב של מספר גורמים, כולל התחזיות המוקדמות של בהירותו, המעבר שלו במקביל לחג המולד והחגים, מעורבותם של מצפי כוכבים רבים וטלסקופים רבי עוצמה, והכוונה להשתמש במשימת סקיילאב 4 לחקור את השביט.
נאס"א ניהלה מסע יחסי ציבור נרחב, שהוביל לסיקור נרחב של השביט בעיתונים אמריקאים בששת החודשים האחרונים של 1973. דייל ד' מאיירס, המנהל המשנה לטיסות חלל מאוישות בנאס"א, העיר ביולי 1973 כי "שביטים [בגודל של קוהוטק] מתקרבים כל כך פעם במאה שנה", ובכך תרם את תרומתו לעניין שהציבור גילה בשביט.
במהדורת 30 ביולי 1973 של "ניו יורק טיימס" כתב הטור ויליאם ספיר כי "ייתכן שהוא [קוהוטק] התופעה השמימית הגדולה, הבהירה והמרהיבה ביותר שיראה האדם בן זמננו".
בחודש אוגוסט 1973, ציין עיתונאי של The Mercury News בסן חוזה, קליפורניה, שחוקרים המתכוננים לחקור את השביט במרכז המחקר איימס של נאס"א' כינו את קוהוטק "שביט המאה"; תואר כבוד זה נקשר במהרה לשביט.
ההחלטה של נאס"א לדחות את השיגור של צוות סקיילאב 4 כדי לתמוך בתצפיות על השביט העצימה עוד יותר את העניין הציבורי ומיקדה את תשומת הלב של העיתונות בקוהוטק.
למרות התבטאויות זהירות של הקהילה המדעית, שעדכנו את תחזיות הבהירות כלפי מטה, סיפורים המתייחסים להערכות המוגזמות של בהירות קוהוטק המשיכו להתפרסם ולהלהיב את הציבור ככל שהשביט התקרב.
אחת המהדורות של Time הקדישה את כריכת הגיליון לשביט.
גם דוברי נאס"א המשיכו להציג את הופעת השביט כאירוע אסטרונומי בעל חשיבות היסטורית.
במטרה לנצל את ההזדמנות לפרסום חיובי לנאס"א, הציע היועץ למנהל נאס"א, ג'יימס סי פלטשר, לקיים תוכנית טלוויזיה מיוחדת של חצי שעה שתוקדש לשביט, לסקיילאב, ולודעת חג המולד מהמשפחה הראשונה של ארצות הברית.
עם זאת, ג'ון דונלי, עוזר המנהל לענייני ציבור של נאס"א, דחה את ההצעה בטענה, שהיא מערבת באופן לא ראוי את הסוכנות בפוליטיקה.
מאוחר יותר הצהיר דובר מרכז טיסות החלל גודארד כי קוהוטק היה עבור המדע הצלחה אדירה, אך "מנקודת מבט של יחסי ציבור, זה [היה] אסון".
בין 9 ל-12 בדצמבר 1973 הפליגה הספינה המלכה אליזבת 2 בהפלגה מיוחדת של שלושה ימים, שהוקדשה לשביט.
אורח הכבוד בהפלגה היה מגלה השביט, לובוש קוהוטק; בהפלגה נכח גם אייזק אסימוב.
על הסיפון התקיימו גם דיונים על צילום אסטרונומי והרצאות שדנו באסטרונומיה ובכוכב השביט, בהנחיית מדענים ממכללת דאולינג.
עננים וגשמים הפריעו לתצפיות על השביט במהלך ההפלגה, שיצאה מניו יורק והפליגה לאורך החוף המזרחי של ארצות הברית וחזרה לניו יורק.
באוטוביוגרפיה האחרונה שלו, כתב אסימוב מאוחר יותר כי "גם אם לא היה [מעונן וגשום כל לילה], השביט קוהוטק היה אכזבה עצומה".
בינואר 1974 יצאה המלכה אליזבת 2 להפלגות דומות באיים הקריביים, שסיפקו הזדמנויות טובות יותר לצפות בשביט.
באז אולדרין, יו דאונס, ברל אייבס וקארל סייגן הצטרפו להפלגות בקריביים, ומנהל הפלנטריום של היידן, מארק צ'ארטאנד, שימש כ"אסטרונום ההפלגה".
ב-3 בינואר 1974 יצאה הספינה SS רוטרדם לשייט בן תשעה ימים לפוארטו ריקו ואיי הבתולה.
במהלך המסע הוצעו לנוסעים הרצאות באסטרונומיה, שהועברו על ידי האסטרונום לויד מוץ.
בדצמבר 1973 הטיסה חברת התעופה פרילנדיה 149 מחבריה לפרו כדי לצפות בשביט.
לקראת הופעתו הצפויה של השביט, המליץ איגוד הרכב האמריקאי לנוסעים להביא משקפות לטיולים בין דצמבר 1973 ופברואר 1974. פלנטריומים ברחבי ארצות הברית השיקו אירועים ממוקדי שביט והקימו קווים חמים כדי לענות לשאלות הציבור.
מצפה הכוכבים של ויליאם מילר ספרי ביוניון קאונטי קולג' והמצפה על גג היכל בוידן באוניברסיטת רוטגרס-ניוארק, שניהם בניו ג'רזי, הנגישו את המתקנים שלהם לציבור המתעניין בשביט, כשהראשונים מקיימים קו טלפון חם לעדכונים על השביט.
בשל התחזיות האופטימיות של בהירותו של קוהוטק, הפך השביט במהלך 1973 לתופעה תרבותית ותקשורתית רחבת היקף.
ההתעניינות הגואה של הציבור באסטרונומיה הביאה לעלייה דרמטית במכירה של טלסקופים וספרים בתחום.
חברת אדמונד סיינטיפיק דיווחה על עלייה של 200 אחוזים במכירת הטלסקופים ב-1973 בהשוואה ל-1972.  ב-Macy's גדל קצב המכירות של טלסקופים ומשקפות פי ארבעה, לאחר שהחברה פרסמה מודעה בת שבעה עמודים ב"ניו יורק טיימס".
ספרי אסטרונומיה פופולריים, כמו "The Comet Kohoutek" של ג'וזף גודאווג', זכו להצלחה מסחרית רבה.
התקרבות השביט השפיעה גם על התרבות הפופולרית, כאשר אסטרונומים הוזמנו להופיע בתוכניות טלוויזיה פופולריות, כמו תוכניתו של ג'וני קרסון, כדי לדון בשביט.
ההתלהבות הגדולה מקוהוטק הראתה את כוחה של האסטרונומיה כנושא בעל עניין ציבורי רב.
העיתוי של הופעתו של קוהוטק בסביבות חג המולד הקנתה לו משמעות רוחנית מיוחדת בעיני נוצרים פונדמנטליסטים.
בחוגים מסוימים נודע קוהוטק כ"שביט חג המולד".
אירוע זה חידש את הדיון על כוכב בית לחם, והרעיון שייתכן שהאירוע המתואר בברית החדשה ובישר על לידתו של ישוע, היה שביט.
קבוצות של פרוטסטנטים פונדמנטליסטים ראו בשביט סימן לבאות, ומבשר הביאה השנייה של ישוע.
מטיף הרדיו קארל מקינטייר הצהיר כי השביט היה מעבר לכל מה שנראה אי פעם וכי "רק כתבי הקודש מסוגלים להסבירו".
קוהוטק השפיע גם על תנועות שוליים שונות, ובפרט על תנועת העידן החדש.
חלק מחברי הכת התכוננו לעזוב את ארצות הברית לקראת הקטסטרופה הצפויה.
תיאוריות קונספירציה נוספות טענו כי השביט יגרום להיסטריה המונית או אפילו להכחדה המונית של האנושות עקב הצתה של מאגרי הנפט העולמיים.
מכיוון שהשביט לא עמד בציפיות הרבות ממנו, השם קוהוטק הפך לשם נרדף לאכזבה עמוקה, ומטאפורה לאירוע שנופח מעבר לממדיו האמיתיים.
בעקבות הסיקור התקשורתי הנרחב במחצית השנייה של 1973, שהדגיש את בהירותו היוצאת דופן של השביט, ההופעה המאכזבת שלו עוררה גל של כתבות סאטיריות.
למשל, ב"שיקגו טריביון" הופיעו מאמר סאטירי שקשר את תחזיות הבהירות האופטימיות למאמץ להסיח את דעתו של הציבור משערוריית ווטרגייט או לקונספירציה שנועדה להגביר את מכירות הטלסקופים.
התחזיות המוגזמות לגבי בהירותו של השביט שהופצו בתקשורת הגיעו בתקופה של חוסר אמון גובר במדע, שכתב העת "טיים" כינה "התפכחות הולכת ומעמיקה".
התקשורת המרכזית הפכה חשדנית יותר כלפי אירועים אסטרונומיים, כפי שהתבטא בסיקור המוגבל של שביט ווסט.
זאת אף על פי שווסט היה אחד השביטים הבהירים והמרהיבים ביותר של המאה העשרים, וניתן היה לצפות בו באור יום.
מדענים אמנם ספגו ביקורת על אי-הדיוק של התחזיות שלהם, אך חלק ניכר של הביקורת של הציבור הרחב הופנה כלפי אסטרולוגים ומנהיגי כתות, שייחסו לשביט משמעויות רוחניות מיוחדות.
התגובה התרבותית לאכזבה מקוהוטק הייתה מגוונת ויצירתית.
סטודנטים במכללת פיצר בקליפורניה יזמו בינואר 1974 את פסטיבל קוהוטק למוזיקה ואמנויות, שהפך לאירוע שנתי בהשתתפות מוזיקאים שונים.
מספר אלבומי מוזיקה ושירים שיצאו בשנות ה-70 וה-80 הוקדשו לקוהוטק או נקראו על שמו, כמו "Kohoutek" באלבום הבכורה של להקת Journey שיצא ב-1975. Sun Ra ניגן בקונצרט בבית העירייה בניו יורק שהוקדש להגעתו של קוהוטק ב-22 בדצמבר 1973. להקות עם יצירות שהושפעו מהשביט כללו את קראפטוורק, פינק פלויד, ארגנט ו-REM.
קוהוטק זכה להתייחסות גם כמו בסדרות קומיקס,בסיטקומים ושירים.
שביט ברנרדינלי-ברנשטיין C/2014 UN271 הוא שביט בעל מסלול אליפטי ארוך מעננת אורט, שהתגלה ב-2014, אפהליון כ-40–55 אלף AU, פריהליון – 10–18 AU.
השביט קרוי על שמות שני מגליו, האסטרונומים פדרו ברנרדינלי וגארי ברנשטיין.
זה השביט הגדול ביותר שנצפה במערכת השמש.
גילוי השביט התרחש במרחק הגדול של השביט מהשמש, כשהיה במרחק ממנה כמעט כמו כוכב הלכת נפטון וייקח כמעט 12 וחצי שנים מגילויו עד שיגיע לפריהליון של מסלולו.
ההתקרבות הבאה לשמש צפויה להתרחש בשנת 2031, כאשר השביט יתקרב לשמש במרחק של כ-10.97 AU.