掠日彗星是一类特殊的彗星，它们的轨道非常接近太阳，在近日点时必须距离太阳约1.37百万公里以内，以至于掠日彗星在近日点时可能会被太阳的高温蒸发或者因太阳的潮汐力而分裂。掠日彗星由彗头和彗尾组成，彗头包括彗核、彗发和彗云三部分，彗尾包括尘埃尾和离子尾两部分。掠日彗星的主要成分是水，其次是一氧化二碳。自1995年1月1日起，国际天文联合会（IAU）采用了类似于小行星的命名法则为掠日彗星命名。
掠日彗星的质量主要集中在其彗核，平均密度约为1g/cm3，而彗头和彗尾的密度则极低，只有空气密度的十亿亿分之一。彗核的直径范围从几百米到十几千米不等。掠日彗星的轨道类型包括椭圆、抛物线和双曲线轨道。根据轨道周期，掠日彗星可分为周期性和非周期性两类，其中周期性掠日彗星进一步细分为长周期掠日彗星和短周期掠日彗星。掠日彗星还可以分为大彗星和小彗星。掠日彗星在其生命周期中不断衰减，最终可能面临四种结局：被抛出太阳系、挥发物质耗尽、结构瓦解或消失、以及发生碰撞。
掠日彗星的早期研究始于1680年大彗星，由德国天文学家戈特弗里德·基希发现，其亮度在白天可见，且具有壮观的长尾。直到1979年，人类通过地面观测发现了九颗掠日彗星。随着现代观测技术的发展，特别是自1979年起，太空望远镜如SMM和SOHO卫星的日冕仪，极大地推进了对掠日彗星的探测。SOHO卫星的LASCO仪器自1995年起已发现超过700颗新彗星，其中超过500颗属于克鲁兹群组。这些彗星的观测揭示了它们在接近太阳时的亮度变化，与特定矿物的升华过程有关。
掠日彗星是一类具有极端近日点距离的彗星，它们在轨道上运行至太阳附近时，会非常接近太阳的外层大气，即日冕。由于这种极近距离的接近，较小的掠日彗星在经过近日点时可能会被太阳的高温完全蒸发。而较大的彗星虽然能够多次通过近日点，但太阳的强大潮汐力通常会导致它们分裂。要被归类为掠日彗星，掠日彗星在近日点时必须距离太阳约1.37百万公里以内。
彗星的英文名叫做“Comet”，源自古法语单词“comete”，该词在现代法语中演变为“comète”。古法语中的“comete”进一步追溯至拉丁语的“cometa”，而拉丁语的这一词汇则源自希腊语的“(aster) komētēs”，字面意义为“长发（星）”。这一词汇的形成与希腊语中的“komē”有关，意为“头发”，并通过比较动词“koman”（意为“让头发长长”）来进一步理解。
在中国古代，彗星被称为“星孛”，这一名称最早见于《春秋》一书，记录了鲁文公十四年（公元前613年）的彗星现象：“秋七月，有星孛入于北斗。”在古代汉语中，“彗”字是“扫帚”的意思。由于彗星的出现往往伴随着不可预测性和奇异的形状，古人常将其与自然灾害和人间祸事联系起来，视其为不祥之兆，因此在古书中彗星也被称为“扫帚星”或“妖星”。此外，根据彗星外观的不同，古人还赋予了它其他名称，如“长星”或“蓬星”，后者中的“蓬”指的是一种开白花并结有细毛的植物。彗星有时也被称为“蒙星”，“蒙”字在这里表示模糊不清，如同烟雾。对于形状较为特殊的彗星，古人则称之为“奇星”。
彗星在天文学中的符号是☄，这个符号由一个圆盘和三根类似头发的延伸部分组成。圆盘代表彗星的核心部分，即彗核，而三根延伸则象征着彗星的尾巴。这个符号简洁地描绘了彗星的基本结构，即由彗核和彗尾组成。
彗星的命名规则经历了几个阶段的演变。在1995年之前，新发现的彗星会根据发现年份和顺序获得一个临时代号，如1984a、1984b等。这些代号在彗星轨道确定后，会被正式代号所取代，正式代号以年份后跟罗马数字表示，如1994Ⅰ。彗星的正式名称通常由发现者命名，最多可包含三个发现者的名字。对于已知彗星的再次回归，会沿用其旧名称。
自1995年1月1日起，国际天文联合会（IAU）采用了新的命名规则，类似于小行星的命名法则。彗星的编号由字母和数字组成，字母表示彗星的性质（如A表示可能的小行星，P表示短周期彗星，C表示长周期或非周期彗星，D表示不再回归或可能已消失的彗星），数字和字母则表示彗星被发现的时间。。例如，C/2018 V1表示2018年11月上半月发现的第一颗彗星。
IAU的小天体命名委员会（CSBN）和中央天文电报局（CBAT）共同制定了彗星命名的详细指南，以确保命名过程的公平性和简化。这些指南涵盖了发现报告、发现者命名、团队发现、彗星性质的确认、名称变更以及未命名彗星的处理。
人类知道最早给并计算其轨道的掠日彗星是1680年大彗星（C/1680 V1）。它由德国天文学家戈特弗里德·基希（Gottfried Kirch）在科堡发现，是17世纪最亮的彗星之一，其亮度在白天也可见，且以壮观的长尾著称。该彗星在1680年11月30日接近地球，12月18日以极近距离通过近日点，12月29日达到最高亮度。最后一次观测记录在1681年3月19日。据喷气推进实验室（JPL）数据，其轨道周期约为1万年。截至2023年，该彗星距离太阳约259天文单位。艾萨克·牛顿利用此彗星验证了开普勒定律，并于1687年发表了轨道计算结果。
直到1979年之前，人类只观测到了九颗掠日彗星，且全部来自地面观测。这些掠日彗星除了1680年大彗星以外还有1843 I、1880 I、1882 II、1887 I、1945VII、1963V、1965 VIII、1970 VI。这些掠日彗星除了1945VII、1963V这两颗掠日彗星较暗淡以外，其余的7颗观测到的最大亮度达到0星等或更亮。芬利（Finlay）和埃尔金（Elkin）在观测1882 II时首次拍摄到掠日彗星的光谱。
自1979年起，太空望远镜开始利用日冕仪探测到掠日彗星。日冕仪通过遮光板模拟日食，以观测太阳大气层并遮挡太阳的强光。NASA的太阳极大期卫星（SMM）上的CP日冕仪在1987至1989年间发现了10颗掠日彗星。目前，欧洲航天局/NASA的SOHO卫星上的大角度光谱日冕仪（LASCO）自1995年12月30日起已发现超过700颗新彗星，其中超过500颗属于克鲁兹群组。剩余的彗星主要归属于基于LASCO观测新发现的梅耶、马斯登和克拉赫特群组。克鲁兹群组的彗星与太阳的距离相较于其他三个群组的彗星要近十倍。
在1987年和1988年，太阳极大期任务（SMM）首次观测到一对彗星在极短时间内（从半天到约两周）相继掠过太阳。经过分析，科学家们确定这对彗星源自同一母体，但在距离太阳数十天文单位时发生了分裂。分裂的速度大约为每秒几米，与彗星的自转速度相当。这一发现表明，这些彗星可能是由于潮汐力的作用而从母体分离。据推测，C/1882 R1、C/1965 S1和C/1963 R1彗星可能起源于1106年的一颗大彗星。截至2012年1月太阳和日光层天文台（SOHO）发现超过2000个掠日彗星。
日冕仪能够测量彗星在接近太阳时的特性。观察结果显示，彗星的亮度通常在距离太阳约12.3个太阳半径或11.2个太阳半径时达到最大值。这一亮度变化被认为与非晶橄榄石在12个太阳半径处的升华有关，而11.2个太阳半径处的亮度峰值则与晶体橄榄石的升华相关。此外，7个太阳半径处的亮度峰值可能与辉石的升华过程有关。
奥尔特理论：自1950年起，荷兰天文学家简·亨德里克·奥尔特对长周期彗星的轨道特性进行了深入研究。通过分析43颗彗星的轨道数据，他发现这些彗星主要来自距离太阳30,000至100,000天文单位的一个球状区域，这个区域后来被称为奥尔特云。奥尔特云的存在解释了彗星的来源，表明它们并非来自恒星际空间。
奥尔特进一步研究了恒星摄动、行星摄动和太阳辐射对彗星轨道的影响。恒星摄动导致彗星轨道的随机分布，这支持了奥尔特云的球对称性。大约每十万颗彗星中，有少数会因行星摄动而进入内太阳系，形成我们观测到的新彗星。据估计，奥尔特云包含大约1011颗彗星，总质量约为地球的1/100至1/10。
根据范沃康的研究，这些新彗星中约有一半会沿双曲线轨道离开太阳系，而另一半则在远日距约10,000天文单位的椭圆轨道上运行，公转周期约为400,000年。彗星在过近日点时会发生弥散，使得不同轨道间隔的彗星数目趋于一致。彗星的蒸发瓦解减少了大彗星的数量，这进一步表明彗星并非起源于恒星际或木星。大行星，尤其是木星的摄动作用，能够将长周期彗星转变为短周期彗星。掠日彗星中的克鲁兹族彗星（Kreutz Sungrazers）的起源可能追溯至奥尔特云中的一颗长周期彗星。在受到恒星扰动和银河系潮汐力的影响下，这颗彗星的轨道演化为一个角动量接近于零的轨道。
柯伊伯的理论：1951年，天文学家杰拉德·彼得·柯伊伯（Gerard Peter Kuiper）提出了柯伊伯带的概念，这是一个位于太阳系内部、距离太阳较近的区域，与奥尔特云不同，它充满了彗核和冰质小天体。柯伊伯的理论认为，在太阳星云形成过程中，土星之外的区域首先形成了富含冰的星子，这些星子随后聚集成为天王星和海王星，部分则形成了彗星。天王星和海王星的引力摄动作用导致一些彗星进入内太阳系，部分被行星捕获或坠入太阳，而另一些则留在了太阳系边缘，或被抛射到更远的地方。
柯伊伯推测，在海王星轨道之外约40至50个天文单位处存在一个彗星环带，这个环带中的彗星虽然无法直接观测，但它们对海王星的轨道产生了摄动效应，这种效应不能仅由冥王星的小质量来解释。这些彗星还影响了长周期彗星的轨道。通过对哈雷彗星轨道的摄动分析，科学家们估计这个彗星环带的质量小于地球的质量。
卡米隆的理论：在20世纪60年代，天文学家A.G.W.卡米隆（A.G.W.Cameron）提出了大质量星云理论，该理论认为在星云盘的演化过程中，大部分（约90%）的物质位于海王星轨道之外，这些物质最终会逸散到宇宙空间。这一过程对位于数百天文单位处的圆轨道天体产生了影响。在远离太阳的星云区域，由于温度低和密度小，低温恒星际颗粒聚集形成彗星。这些彗星可能是在星云物质开始逸散和湍流减弱时，恒星际颗粒沉积到星云盘面并因引力不稳定性而聚集形成的，其质量估计约为1016克。
里特顿理论：英国天文学家里特顿（R. A. Lyttleton）提出，彗星的形成与太阳系捕获恒星际物质的过程有关，这一过程仍在持续。他基于Bondi和Hoyle的吸积理论，假设太阳在穿越一个均匀的恒星际尘埃云时，会捕获那些不受辐射压力影响的粒子。这些粒子随后进入以太阳为焦点的双曲线轨道，并在太阳背后形成交叉点。在太阳引力的作用下，这些粒子发生非弹性碰撞并聚集成彗星。星际尘埃云以双曲线轨道进入太阳系，粒子在日心距离内向太阳运动，而在日心距离外则向外运动。非弹性碰撞导致粒子动能损失，轨道从双曲线变为抛物线或椭圆，从而影响彗星的轨道分布。天文学家Gething和McCrea将这一理论应用于不均匀的星际云，也得出了相似的结论。尽管如此，吸积理论仍面临许多复杂问题，且关于这些粒子团是否确实形成了彗星，学界尚存争议。
拉普拉斯理论：皮埃尔-西蒙·拉普拉斯（Pierre-Simon marquis de Laplace）提出，彗星最初在恒星际云中形成，当太阳穿过这些恒星际云时，那些与太阳有相对速度近于零的彗星会被吸引进入太阳系。他假设太阳的引力范围可达10万个天文单位，并且彗星以相同的概率进入这个范围，计算结果显示，椭圆和抛物线轨道的彗星数量占多数。然而，拉普拉斯没有考虑恒星际彗星的初始分布和太阳的自行运动。
后续的天文学家，如冯西利格（Von Seeliger），对彗星的最大初速度设定了限制，得出了类似的结论。而斯基帕雷利（Schiaparelli）和冯尼斯尔（Von Niessl）在考虑太阳的自行运动后，发现双曲线轨道的彗星数量过多。法布里（Fabry）同时考虑了这两个因素，但仍然得出双曲线轨道的彗星占多数。霍夫迈斯特（Hoffmeister）在总结这些研究后得出，椭圆、抛物线和双曲线轨道彗星的分布数量在很大程度上取决于彗星的初始速度分布，以及是否考虑了太阳的自行运动。在考虑太阳自行的情况下，双曲线轨道的彗星数量占主导；反之，如果不考虑太阳自行，椭圆轨道的彗星则更为常见。
掠日彗星的起源至今仍是一个科学之谜。一种观点认为，太阳系外围存在一个巨大的彗星区域，即奥尔特云，其中约有1000亿颗彗星。这些彗星受到其他恒星引力的作用，部分进入太阳系内部。木星的引力进一步影响这些彗星，导致一些逃离太阳系，而另一些则被捕获成为短周期彗星。其他理论则提出彗星可能在木星或其他行星附近形成，或者在太阳系的边缘区域形成。还有一种观点认为彗星可能源自太阳系之外。
关于掠日彗星的形成时间，存在两种主要观点。一种观点认为掠日彗星的形成已经完成，与太阳系其他天体（如行星、卫星和陨石母体）一样，它们可能在大约46亿年前随着太阳系的形成而产生。另一种观点认为掠日彗星的形成是一个持续的过程，既有早期形成的也有晚期形成的彗星。然而，这一观点缺乏直接的观测支持，因为尚未观测到正在形成中的彗星。
关于掠日彗星的组成物质，存在两种主要的理论：一种是掠日彗星由恒星际物质形成，另一种是掠日彗星由太阳系内部物质形成。
恒星际起源理论认为掠日彗星最初在恒星际空间形成，随后被太阳的引力捕获进入太阳系。这一理论由拉普拉斯提出，并由其他科学家进一步发展。他们考虑了掠日彗星相对于太阳的速度分布和太阳的运动等因素，计算出掠日彗星在太阳系内的轨道分布，并与观测结果进行比较，发现在某些方面是一致的。然而，这一理论并未详细解释掠日彗星在恒星际凝聚的具体过程，且恒星际物质的稀疏性使得形成凝聚体的条件不足。
另一种观点是掠日彗星由太阳系内部物质形成。英国天文学家里特顿提出，掠日彗星可能是太阳系在穿越恒星际空间时，恒星际物质在太阳引力作用下形成的。这些物质最初以双曲线轨道运动，后因碰撞结合成掠日彗星，轨道变为抛物线或椭圆。尽管理论上这种俘获是可能的，但碰撞过程中动能转化为热能可能导致挥发物蒸发，这与掠日彗星富含挥发物形成彗尾的现象不符。
太阳系内部形成掠日彗星的理论则认为，掠日彗星可能是由原始太阳星云中形成行星后剩余的物质，或是行星或卫星抛出的物质形成的。观测显示掠日彗星富含挥发物，如水冰和二氧化碳冰，这些物质在低温条件下形成。这一发现并未直接证明掠日彗星由太阳系物质组成，反而暗示了掠日彗星可能在恒星际形成。由于掠日彗星（尤其是彗核）的化学组成数据不足，且原始太阳星云的化学元素丰度与恒星际物质相似，这一问题仍需进一步的科学研究。
在太阴星爆炸后，原始掠日彗星云团，富含挥发性物质且密度较低，被太阳风和爆炸冲击波推向太阳系边缘。随着距离太阳的增加，云团温度降低，导致物质快速冷却并逐层凝固。掠日彗星核的形成是从中心开始，由内向外逐层固化。
由于铁、镍[niè]含量不足，无法形成纯净的铁镍星核，这些元素与镁、钙、硅、铝、氧等结合，形成了以橄榄石为主的橄榄岩中心。掠日彗星核在远离太阳的过程中，不同凝固点的物质在不同时间、温度下分层凝结，形成了类似洋葱结构的多层结构。掠日彗星核内部以铁、镍或铁镁橄榄岩为核心，外部依次包裹着硅酸盐固体、水冰、氨冰、干冰、甲烷冰、氮冰等冰物质。从内到外，物质的液化点和凝固点降低，密度减小，挥发性增强。最外层是掠日彗星核吸附的难以液化的气体，如氢气、氨气、一氧化碳等。如果温度进一步降低，这些气体也会凝结成冰并附着在掠日彗星核表面。
奥尔特云是一个假想的球形天体云，环绕在太阳系外围，被认为是长周期彗星的主要来源。这个云团大约在46亿年前与太阳和太阳系行星一同形成。在大行星形成过程中，它们的引力作用将大量彗星弹射至宇宙空间，形成了奥尔特云。奥尔特云由数万亿个运行在不同轨道上的小冰体组成，这些天体含有多种冰质，如水、甲烷、乙烷、一氧化碳、氰化氢和氨，总质量约为地球的10到100倍。据估计，奥尔特云包含约6万亿颗彗星，其外缘距离太阳远达地球至太阳距离的10万倍。在这个距离，太阳的引力非常微弱，彗星容易受到路过恒星或银河系引力变化的扰动，可能被抛入深空或朝太阳飞来。从奥尔特云飞向太阳的彗星最终会在太阳系内形成狭长的椭圆轨道，即长周期彗星。掠日彗星中的克鲁兹族彗星的起源可能与奥尔特云中的一颗长周期彗星有关。
柯伊伯带是一个位于海王星轨道之外、距离太阳约30至50个天文单位的彗星环带，是一个比冥王星轨道更远的区域。这个带状区域内的天体被称为柯伊伯带天体，是短周期彗星的来源地。目前已发现300多个柯伊伯带天体，冥王星及其卫星查龙也是这个区域的大型天体。柯伊伯带起始于海王星轨道之外，延伸至约120亿千米远的地方，大约是太阳到冥王星距离的两倍。柯伊伯带天体偶尔受到海王星引力的扰动，进入内太阳系，成为带有长尾的彗星。
掠日彗星在其生命周期中不断经历衰减，最终可能面临四种结局：被抛出太阳系、挥发物质耗尽、结构瓦解或消失、以及发生碰撞。
飞出太阳系：如果掠日彗星的速度足够高，它将能够逃离太阳系，形成双曲线轨道。已知的这类彗星通常经历了与太阳系内其他天体，尤其是木星的相互作用（摄动）。
耗尽挥发物质：掠日彗星在每次接近太阳时，其彗核中的挥发性物质会蒸发并形成彗尾，这一过程伴随着物质的持续损失。随着接近太阳的次数增加，彗星的物质损失加速，最终可能导致其挥发性物质完全耗尽。此时，彗星将转变为熄火彗星，其特征是挥发性冰已基本耗尽，仅残留少量彗尾或彗发。在完全熄火之前，彗星可能会经历一个休眠阶段，此时挥发性物质被非活动表面层封闭，彗星暂时处于非活跃状态。
瓦解或失踪：彗星在接近太阳时，由于太阳引力的变化，可能会发生结构上的伸长和碎裂，形成多个小彗星或甚至完全解体成流星群。彗星的分裂可能是由太阳或大行星的潮汐力，或挥发性物质的爆炸等原因造成的。
迷踪彗星是指那些曾经被观测到但未能在预期的近日点时刻再次被观测到的彗星。这种情况可能是由于缺乏足够的观测数据来精确计算其轨道，或者是彗星与大行星（如木星）的相互作用导致轨道改变，以及非重力因素影响彗星的轨道，使其远离地球视线或被抛出太阳系。
碰撞：彗星的轨道变化导致它们与其他天体发生碰撞，这一过程不仅促进了彗星的灭亡，也影响了太阳系内其他天体。在太阳系形成初期，彗星与行星或卫星的碰撞频繁发生，许多彗星和小行星因此撞击地球，可能形成了月球表面的撞击坑。掠日彗星在接近太阳至近日点时，若距离小于太阳半径，会发生真正的天体碰撞。例如，1979年美国发射的P78-1人造卫星记录了1979年8月30日一颗彗星1979Xl被太阳吞噬的事件，以及1981年1月27日另一颗彗星坠入太阳的情况。
为了发现和观测彗星，多采用强光力的反光镜——寻彗镜。彗星的观测方法主要包括目视观测、照相观测和光电观测三种。
天文学家使用测微器精确测量彗星的位置，估计其大小，并通过目视光度计测定亮度。此外，通过与已知亮度的恒星进行比较，可以确定彗星的亮度。目视观测对于捕捉彗星的快速变化特别有用，并且由于人眼和照相底片的分光特性不同，目视和照相观测得到的彗星形状、大小和结构信息可能有所差异。
通过使用天体照相仪拍摄彗星照片，以及摄谱仪记录彗星光谱。对于微弱彗星，可能需要望远镜跟随彗星运动进行拍摄。这种方法可以清晰地捕捉彗星图像，同时记录其亮度和位置信息。
利用电子光学变换器和无线电技术，拓宽了研究彗星的波段范围，为彗星研究提供了更多可能性。
掠日彗星的仪器观测主要通过三种方式进行：可见光望远镜、紫外望远镜和其他天基设施，以及地面观测。
早期的天基太阳天文台如OSO-7和Skylab任务中的日冕仪仪器，以及P78-1/SOLWIND卫星，对掠日彗星进行了观测。1979年，SOLWIND卫星首次在太空中发现了克鲁兹族彗星C/1979 Q1。随后，NASA的太阳最大期卫星（SMM）在1987年至1989年间发现了十颗克鲁兹族彗星。1995年，SOHO卫星的LASCO仪器极大地推动了掠日彗星的研究，其三个环形掩星日冕望远镜（C1、C2和C3）覆盖了不同的太阳日冕区域，其中C2和C3在彗星探测方面最为有效。2006年，STEREO卫星发射，提供了立体观测的可能性，尽管其发现的彗星数量相对较少。
SOHO上的SWAN仪器和UVCS仪器能够以高灵敏度探测日球层内的星际氢原子背散射光子，观测到许多彗星，尤其是在近日点附近。SDO的AIA仪器和STEREO的EUVI仪器也在EUV波段对彗星进行了观测。此外，SOHO的SUMER仪器在紫外线波长下观察到了C/2012 S1 ISON彗星的解体。
在X射线波段，日之出卫星上的X射线望远镜观测到了C/2011 W3 Lovejoy彗星。这些观测有助于研究彗星的释气率和成分，以及日冕磁场和密度结构。
尽管地面观测受到与太阳距离的限制，但一些特殊的掠日彗星如C/2012 S1 ISON在多个波长下被广泛观测。地面太阳望远镜在观测掠过彗星方面取得了有限的成功，例如在日食期间发现的彗星。然而，由于技术限制，地面观测在探测掠日彗星方面的能力有限。
SOHO（Solar and Heliospheric Observatory）卫星是由欧洲航天局（ESA）和美国国家航空航天局（NASA）联合发射的太阳探测卫星，于1995年抵达日地第一拉格朗日点。该卫星的主要任务是研究太阳的结构、化学组成、内部动力学、外部大气的物理特性（包括密度、温度和速度分布）以及太阳风的形成和特性。SOHO卫星在彗星探测方面取得了显著成就，自2002年1月以来，陆续发现了迈耶族（The Meyer Group）、马斯登族（The Marsden Group）和科里切特族（The Kracht Group）等新的掠日彗星族，这些发现打破了克鲁兹彗星族在该领域的独占地位，标志着彗星天文学的重大进展。截至2021年，SOHO卫星已成功观测到近4200颗掠日彗星。
帕克太阳探测器（Parker Solar Probe）是一艘于2018年8月12日发射的航天器，旨在深入太阳的外层大气，距离太阳表面仅约400万英里，以承受极端的热量和辐射。该任务以著名天体物理学家尤金·帕克（Eugene Parker）命名，他在1950年代提出了关于恒星能量释放的理论。帕克太阳探测器在2020年7月成功捕捉到了NEOWISE彗星的图像，这是首次由航天器直接观测到掠日彗星。
掠日彗星中有近85%属于克鲁兹族彗星（Kreutz Sungrazers），而余下15%则较为零散并不时会出现，但仍为它们分为三大类，分别为科里切特族（Kracht）、马斯登族（Marsden）及迈耶族（Meyer）。克鲁兹族彗星都遵循类似的轨道，称克鲁兹路径。科学家认为，一颗巨大的掠日彗星在数百年甚至数千年前解体了，目前克罗伊茨路径上的彗星就是它的剩余碎片。克鲁兹族彗星近日点与太阳的距离是其他三个彗星族群的十分之一。
克鲁兹族彗星（Kreutz Sungrazers）是一组具有极端近日点轨道的彗星，其轨道在近日点时极度接近太阳。其可能的起源是一颗来自奥尔特云的长周期彗星。这些彗星在轨道的最远端距离太阳约100倍地球半径，而在近日点时，它们的距离可能不到太阳半径的两倍。克鲁兹族彗星被认为是数百年前一颗大彗星解体后的残片，由德国天文学家海因里希·克鲁兹首次证实其相关性，并以其名字命名。
克鲁兹族彗星中的一些成员已经成为明亮的大彗星，甚至在白天也能被观测到。1965年的池谷-关彗星（Ikeya-Seki）可能是近千年来最亮的彗星之一。自1995年SOHO卫星发射以来发现的约85%掠日彗星都是克鲁兹族彗星，已经发现了超过4000颗较小的彗星，其中一些直径仅有几米。较大的彗星，如1843年的大彗星和C/2011 W3（洛夫乔伊彗星），在近日点通过时仍能幸存。这些彗星的轨道周期大约在500至1000年之间。
迈耶族（Meyer）彗星是第二大的近太阳彗星群，其成员在SOHO卫星发射前未被发现，截至2017年10月已知有220颗成员。这些彗星轨道高倾角，无明显聚类，可能具有长达数十年至数百年的轨道周期，且在演化中未发生显著碎片化。迈耶族彗星的近日点比马斯登和科里切特族群更接近太阳，但比克鲁兹族远。许多成员在近日点后仍可观测，表明它们可能在后续轨道上运行。这些彗星通常无明显彗发或尾巴，主要因高倾角轨道被分类为彗星。迈耶族彗星的起源尚不明确，但高倾角暗示其祖先可能是动态演化的奥尔特云彗星，类似于哈雷型彗星。
马斯登（Marsden）和科里切特族（Kracht）族群彗星的近日点距离介于6至12个太阳半径（RS），显著大于克鲁兹（Kreutz）族群彗星的近日点距离（小于2RS）。马斯登群组彗星的平均公转周期约为5.5年，克拉赫特群组约为5.3年。这些群组与96P（马赫霍尔兹）彗星、196256（2003 EH1）小行星、白昼白羊座流星雨、北南水瓶座流星雨以及马赫霍尔兹星际复合体共同起源。研究推测，若96P和196256小行星的彗星前体在约9500年前解体，其轨道演化路径可解释为：彗星前体 → 96P彗星 → 马斯登群组彗星 → 克拉赫特群组彗星 → 南水瓶座流星雨。但并非所有这些彗星都会完整经历这一演化过程，因为它们可能在完全解体前就已消失。
截至2017年10月，SOHO和STEREO卫星已观测到149颗未归属于上述已知群组的彗星，这些彗星被称为“偶发”或“非群组”彗星。其中，少数彗星具有较大的近日点距离，偶然进入SOHO的视野，而大多数为掠日彗星。这些彗星的观测数据稀缺，轨道确定不精确，且未与已知天体形成明显联系。偶发掠日彗星可能起源于奥尔特云，其倾角在天空中随机分布。少数彗星显示出类似小行星的长周期或微弱活动，可能预示着未来掠日群组的形成。
大多数非群组彗星在观测中呈现为无明显尾巴或彗发的小行星状物体。有时，这些彗星以双星形式出现，间隔时间从几分钟到几小时，这可能是由于它们在较长时间前分裂，而LASCO仪器的空间分辨率限制了碎片间物理距离的观测。由于SOHO数据的轨道确定质量不高，一些非群组彗星可能是同一物体的多次出现，如C/1999 X3 SOHO = 2004 E2 = 2008 K10，现已被重新分类为323P/SOHO 2。这些彗星的信息有限，主要体现在光变曲线上。
连续光谱：彗星的彗核和彗头显示出微弱的连续光谱背景。在彗核的光谱中，由于周围气体层中含有甲烷分子，会在波长约4313埃和4050埃处出现三碳化合物和甲烷[wán]的强烈发射带。彗头的光谱则显示出羟基分子以及亚氨基、氨基、甲烷、双原子碳和氰基的光谱特征，尤其是双原子碳和氰[qíng]基的发射带，这些特征一直延伸到彗头的边缘。
彗尾的光谱与彗头有所不同。在气体彗尾中，氮气和一氧化碳分子从彗核蒸发并进入彗尾，由于物质稀薄，在太阳光的作用下被电离，导致彗尾光谱中出现连续光谱以及CO+和的发射亮带。而在尘埃彗尾中，光谱主要由连续背景和吸收线组成，没有气体发射带，这反映了太阳光谱的特征。
红外、紫外和射电辐射：彗星的辐射不仅局限于可见光，还包括红外、紫外和射电波段。在红外波段，彗星的辐射在近红外和可见光区域达到最大，这是太阳光的散射所致，且随着彗星远离太阳而减弱。红外波段的宽峰表示彗发中尘埃的热辐射，同样随着距离太阳的增加而减弱，并伴随着长波位移，表明尘埃温度降低。在10微米和18微米波长处，彗星显示出金属硅酸盐的发射特征。紫外波段中，彗星的气体发射线和带在近紫外（波长大于3100埃）可被地面观测，而远紫外（波长小于3100埃）辐射则需通过高空气球、火箭、卫星或宇宙飞船进行观测。射电波段的彗星观测包括线谱、连续谱和雷达观测。连续谱观测有助于推断彗星质点的性质。已知的两颗射电彗星，科胡特克彗星在3.7厘米、2.8厘米、4.1毫米和1.4毫米附近有连续射电，而威斯特彗星在3.7厘米波长附近有连续射电。
磁场：彗星周围存在磁场，这一磁场对彗尾的形态有显著影响，能够限制彗尾的宽度，并使其边缘变得清晰，甚至形成螺旋状结构和波浪形的起伏。彗尾的中央部分在彗星中普遍存在，且其宽度可以用来估算磁场的强度。彗星的磁场强度大约为地球赤道表面磁场强度的百万分之一，即约为0.32高斯，相对较弱。研究还表明，当彗尾经过地球附近时，可能会引起地球磁场的微小变化。
亮度：彗星的视亮度，即地球上观测到的亮度，取决于彗星与太阳和地球的距离。为了标准化比较，定义彗星在距离太阳和地球都是一个天文单位[a]时的亮度为绝对亮度，以绝对星等表示。
彗星的视星等观测比恒星复杂，因为彗星是面光源，亮度分布不均，且彗核较小。彗星亮度受日-彗距、地-彗距和位相角影响，通常用特定公式描述其变化。彗星的绝对星等通常在-2至12之间，平均约4，但亮度变化对小范围的绝对星等非常敏感。
彗星亮度爆发是其亮度短时间内显著增加的现象，亮度可增强6至100倍，持续3至4周，常伴随彗核物质喷流。亮度爆发与日-彗距无关，可能的机制包括彗核下挥发物升华、化学反应、冰晶相变、撞击、放射衰变、外壳收缩和引潮力撕裂等。尽管有多种可能的爆发机制，但彗星爆发的具体机制仍然是一个未解之谜。
发光来源：彗星的发光主要有两个来源：一是彗尾中的明亮光带，这些光带在连续光谱上叠加，显示出太阳光谱的吸收线，表明彗星的这一部分光是由其气体和固体质点反射太阳光产生的，且靠近彗核的光强度更大。二是彗星气体分子的发光，这与太阳的紫外辐射密切相关。气体分子吸收紫外辐射后，从低能级跃迁到高能级，随后回落到基态时释放出与吸收相同频率的辐射，形成发射光谱带。这种由太阳紫外辐射激发的气体发光现象在物理学中称为共振辐射，是荧光作用的一种表现。
物质成分：彗星的化学成分分析基于对其彗发和彗尾光谱的观测。这些光谱显示出连续的背景光谱上叠加着分子、原子和离子的发射线或带，表明彗发由尘埃（散射太阳光）和发射线、带的分子、原子和离子组成。光谱观测已覆盖可见光、紫外、红外和射电波段。化学分析表明，彗星主要由水构成，其次是二氧化碳，红外光谱中还显示出硅酸盐的特征。识别出的彗星成分如下表。
质量和密度：彗星的质量范围很广，通常在1000亿吨到1亿亿吨之间，但也有质量较小的彗星，从几十亿吨到几百万吨不等。彗星的大部分质量集中在彗核，其平均密度约为1克/立方厘米，但有些彗核的密度可能更高，或低至水密度的百分之一以下。彗头和彗尾主要由气体和稀疏粒子组成，质量非常小，通常只占彗星总质量的1%至5%。彗头和彗尾的密度极低，不超过10^-19克/立方厘米，大约是地球大气密度的十亿亿分之一。
彗星表现出多样化和变化性的特征，同一颗彗星有不同的形态，不同彗星之间的差异显著。在对彗星本质的研究中，尤其是彗核的结构，天文学家提出了多种模型。其中两种主要模型包括沙堆模型和冰冻团块模型。
沙堆模型是在20世纪初提出的，认为彗星的彗核和彗发构成一个整体，由沙粒、石块、冰块和金属块等固体颗粒组成。这些颗粒在太阳引力作用下围绕太阳公转，由于轨道相近和向心趋势，形成了云雾状的核心。该模型假设这些固体颗粒是在太阳系外形成的，含有星际物质。在近日点，颗粒因轨道相交和碰撞而破裂，产生的尘埃形成尘埃彗尾，部分颗粒蒸发成气体形成气体彗尾。这一模型能够解释彗星的起源、消逝以及分裂形成流星群等现象，但对彗星大气层和彗发的形成、彗核分裂、爆发活动以及非引力效应的原因则未能完全解释。
冰冻团块模型，又称“脏雪球模型”，由美国天文学家惠普尔（Fred Whipple）在20世纪50年代提出，认为彗核由冰冻的气体分子（如水、氨、甲烷、二氧化碳和氰化氢）和细尘粒组成，结构松散。前苏联天文学家威斯萨耶斯基（Wissayersky）和莱文（Levine）进一步发展了这一模型，指出彗核是不良导体，因此在接近太阳时，只有表层受热升华为气体，内部则保持冰冻状态，使得彗星能够维持数千个公转周期。不同气体分子在不同距离太阳的位置开始蒸发，形成彗发和彗尾。彗星每次接近太阳都会消耗约1%的物质。彗核的自转（周期数小时）和热传导的滞后效应导致气体不对称释放，产生“火箭效应”，这可以解释某些彗星的加速或减速现象。
掠日彗星主要由彗头和彗尾构成。彗头由彗核、彗发和彗云三个部分组成，而彗尾则分为尘埃尾和离子尾两个部分。
彗核：彗核是掠日彗星的核心部分，俗称“脏雪球”，由石块、铁、尘埃以及氨、甲烷、水冰等组成。彗核的大小不一，直径从几百米到十几千米不等。在远离太阳时，彗核表面受太阳辐射加热，导致气体和尘埃的释放，可能引起彗核自旋或分裂。彗核外部通常覆盖着由尘埃和岩石构成的黑色外壳，只有在太阳照射到外壳上的特定位置时，内部的气体才会被释放。
彗发：彗发是彗核周围的气体和尘埃组成的雾状区域，是掠日彗星接近太阳时，太阳热量使彗核物质升华形成的。彗发的直径可达数十万至百万千米，其体积随距离太阳的远近而变化。彗发主要由氢、羟基、氧、硫、碳等元素等中性分子和原子组成，以每秒1至3千米的速度向外扩散。
彗云：彗云，又称氢云，是由掠日彗星吸收紫外光后释放的氢气组成的云层。它在彗发之外，直径可达百万至千万千米，是稀薄的氢气层。彗云的辐射在地球上通常不可见，因为它被地球大气吸收。没有彗云的掠日彗星，其彗头大小等同于彗发；而对于有彗云的掠日彗星，彗头直径则与彗云的直径相当。
彗尾是掠日彗星在接近太阳时，由彗头蒸发物质在太阳风作用下形成的长条状结构，通常在掠日彗星距离太阳约3亿千米时开始显现，并随着掠日彗星远离太阳而逐渐消失。彗尾通常背向太阳延伸，但在掠日彗星远离太阳时，彗尾会指向前方。彗尾的长度和宽度变化很大，长度可达1000万至1.5亿千米，宽度从几千到数百万千米不等。
彗尾根据其组成和形成机制分为两类：尘埃彗尾和离子彗尾。。
尘埃彗尾由太阳光子辐射压力作用下的微尘形成，其形状和亮度受到尘埃大小和光压的影响。尘埃彗尾通常呈黄色，可能呈现扇状或长钉状，有时会出现反常彗尾现象。
离子彗尾则是由太阳紫外线辐射引发的光电效应在彗发中形成的，主要由带正电荷的离子气体组成，如一氧化碳、氢等，发出蓝色光。离子彗尾受到太阳风的强烈影响，总是指向背离太阳的方向，并且跟随太阳风的磁力线，而不是彗星的轨道路径。在彗星前端，由于彗星相对于太阳风的超声速运动，会形成弓形激波，其中的高浓度离子聚集并形成离子彗尾。
掠日彗星是太阳系中一类具有高偏心率轨道的小天体，它们的轨道倾角多样，运动方向随机，包括顺行、逆行以及垂直于黄道面。掠日彗星的轨道类型由其偏心率决定，主要分为椭圆、抛物线和双曲线三种。掠日彗星的近日点必须距离太阳约1.37百万公里以内。大多数掠日彗星属于几个具有相似轨道特征的彗星群组。以下表格列出了已知掠日彗星族群的典型轨道参：
掠日彗星在日冕和太阳风的研究中扮演着重要角色，它们提供了一种独特的方法来估计彗星路径上等离子体参数，补充了遥感成像和光谱观测。彗星的中性氢原子与日冕质子的相互作用，以及光谱线的宽度和多普勒频移，可以用来测量日冕的温度、流出速度和电子数密度。
在1996至2013年间，UVCS仪器观测到了12颗掠日彗星，这些彗星的观测数据有助于重建彗星图像，并确定其气体的温度和速度。此外，彗星与太阳风的相互作用还可以揭示磁场强度，尽管这种估计受到彗星物质对日冕等离子体和场的不确定性影响。彗星作为太阳风结构的天然实验室，其离子尾的外观和动力学反映了太阳风的特性。离子尾的方向受太阳风速度控制，可以作为风速的指标。然而，离子尾方向的测量存在复杂性，因为太阳风流并非纯径向，且彗星尾与反太阳方向之间的角度可能比预期大。掠日彗星C/2011 W3 Lovejoy的观测显示了其离子尾在不同太阳风流速度下的动态变化，这为理解太阳风的复杂性提供了新的视角。尽管如此，彗星尾的观测数据在定量测量太阳风速度方面的可靠性有限，因为非径向流分量的不确定性。掠日彗星的观测还有助于研究日冕物质抛射（CME）。
1680年大彗星（C/1680 V1）在1680年照亮了夜空，甚至在白天短暂可见。1680年大彗星由德国天文学家戈特弗里德·基尔希（Gottfried Kirch）于1680年11月首次通过望远镜发现，是第一颗通过望远镜发现的彗星。它也被称为“1680年大彗星”、“基尔希彗星”和“牛顿彗星”（后者的称呼并不准确，因为牛顿本人并未参与发现，但他确实利用其轨道来展示他的轨道力学定律）。
1680年大彗星在发现后几周内接近地球，距离约为0.42天文单位（约6200万公里或3900万英里），并在1680年12月18日仅0.006天文单位（约90万公里或55万英里）的距离掠过太阳，据说在白天也可见。随着它远离太阳，彗星在年底达到最大亮度，其长而细的尾巴横跨夜空，直到1681年初才逐渐消失。
尽管K1680年大彗星和ISON彗星在轨道参数上存在惊人的相似性，包括接近地球的距离、近日点距离、升交点经度、近日点参数和轨道倾角，但它们之间并没有直接联系。1680年大彗星是周期性的，轨道周期约为一万年，而ISON彗星则是来自奥尔特云的新彗星。尽管如此，1680年大彗星的观测数据可能为ISON彗星的表现提供一些线索。1680年大彗星在相似的时间和轨道上的表现，以及它作为太阳系内掠日彗星的先例，使得天文学家对ISON彗星可能的观测结果充满期待。
池谷关彗星（C/1965 S1）是20世纪最亮的彗星之一，由日本业余天文学家池谷薰（Kaoru Ikeya）和关勉（Tsutomu Seki）于1965年9月18日独立发现。这颗彗星在几周内迅速增亮，形成了一条长达数度的尾巴，并在10月达到2等亮度，尾巴长达10度。10月20日，彗星在日落后的美国天空中肉眼可见，亮度达到-10或-11星等。10月21日，彗星再次成为日光天体，亮度逐渐减弱，但尾巴变得更长、更明亮。到11月初，彗星亮度降至3至4等，尾巴长度保持在15度。12月初，彗星亮度下降至肉眼不可见，最终在1966年1月消失。
池谷关彗星是1963至1970年间发现的三颗克罗伊茨彗星中最亮的一颗。它的出现促使NASA推迟了原定于10月25日发射的双子座6号任务，以期获得观测数据。尽管任务因阿特拉斯-阿吉纳会合飞行器的失败而推迟，但彗星的光谱观测揭示了尘埃中的金属原子。此外，彗星还促成了首次尝试通过探空火箭进行紫外线观测。日本观测者报告彗星在近日点附近有一对小碎片，但这些碎片很快蒸发。11月初，彗发内开始出现次级核，与主核分离，最终在1月初达到约一角分。两个原子核的轨道周期分别为约880年和1110年。池谷关彗星的科学研究极为丰富，成为研究最多的彗星之一。
ISON彗星（C/2012 S1）是一颗掠日彗星，原本预计在2013年底为地球的天空带来壮观的天文秀。然而，在2013年11月28日（美国感恩节）绕过太阳远侧后不久，彗星因太阳的巨大引力而解体并逐渐消失。彗星在接近太阳后的异常亮度让天文学家感到困惑，因为这种亮度超出了刚刚解体彗星的预期。后来分析表明，这种亮度增加是轨道动力学的一种现象。
ISON的发现和命名遵循了国际科学光学网络（ISON）的望远镜命名惯例，由俄罗斯业余天文学家维塔利·涅夫斯基（Vitali Nevski）和阿尔乔姆·诺维乔诺克（Artyom Novichonok）在2012年9月首次观测到。彗星的官方名称为Comet C/2012 S1，但通常以发现者所在的项目命名。
在2012年9月发现时，ISON位于巨蟹座，距离地球约6.25亿英里（10亿公里）。尽管当时它距离太阳约5.84亿英里（9.4亿公里），亮度仅为18.8等，远低于肉眼可见的亮度，但其轨道与1680年“大彗星”相似，引起了天文学家的兴趣。NASA的深空撞击探测器（Deep Impact）在2013年2月拍摄到了ISON的活动迹象，尽管它距离太阳还有很远。
ISON在2013年11月28日接近太阳后，其亮度短暂增加，但随后迅速消失，被认为已经解体。这一现象可能是由于彗星碎片在接近太阳时被拉长，随后在通过太阳后重新聚集时短暂增亮。彗星的解体可能与其较小的彗核（直径在330英尺至3300英尺，约100至10000米）有关，这样的小彗星通常无法在接近太阳时存活。
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