lilla område, hvarinom de äro synliga för oss. Från vår tideräknings början tills nu ha, enligt de uppteckningar, som föreligga, i rundt tal 500 för blotta ögat synliga kometer iakttagits, sålunda i genomsnitt en ungefär hvart fjärde år. Efter tubernas uppfinnande tillkomma dessutom 300 à 400 teleskopiska kometer. Af sådana upptäckes numera ett flertal hvarje år; vissa år har antalet uppgått ända till 6 och 8. Från vissa, särskildt amerikanska, observatorier bedrifves ett ifrigt systematiskt sökande efter nya kometer, hvilket naturligtvis i hög grad bidrar till upptäckternas mångfald. På grund af detta stora antal har man måst införa en särskild nomenklatur. Jämte den för stora eller eljest märkvärdiga kometer brukliga beteckningen med upptäckarens eller beräknarens namn använder man numera ett beteckningssätt, enligt hvilket t. ex. den första under 1910 upptäckta kometen betecknas med 1910 a, den andra med 1910 b, o. s. v. Dessa beteckningar äro emellertid endast provisoriska: sedan banorna blifvit beräknade, lägger man tidpunkten för kometens passage genom periheliet (den punkt i banan, som ligger närmast solen) till grund för nomenklaturen. Sålunda betecknas i de definitiva kometförteckningarna med 1910 I den första komet, som under 1910 passerade sitt perihelium, med 1910 II den andra o. s. v. En af de märkligaste stora kometerna under 1800-talet var Donatis komet af 1858. Då den upptäcktes af Donati 2 juni 1858, var den synlig endast med tubernas tillhjälp som en liten ljussvag dimfläck utan spår till svans, sålunda en typisk teleskopisk komet. Först i början af sept. s. å. blef kometen synlig för blotta ögat, sedan en svans kort förut börjat utvecklas. Omkr. 10 okt. uppnådde den sin största glans (se pl., fig. 1 o. 2). Den aftog därefter rätt hastigt i ljusstyrka, men kunde i tuberna följas ända till i mars 1859. -- Bland öfriga stora och ljusstarka kometer under det senaste århundradet må nämnas de af åren 1811, 1843, 1861, 1874, 1882 och 1910. Frågan om kometernas fysiska beskaffenhet är ännu ej fullt utredd. Många kometteorier ha framställts, men ingen är i alla afseenden fullt tillfredsställande. Att kometerna, oaktadt sin ofta oerhördt stora utbredning, ha utomordentligt liten massa, är fullkomligt säkert fastställdt. Oaktadt man, som ofvan nämnts, flera gånger konstaterat, att kometer passerat så nära förbi en planet, t. ex. Juppiter, att kometens bana fullständigt omformats genom planetens inverkan, har man vid dessa tillfällen aldrig kunnat finna det minsta spår af en motsvarande inverkan af kometen på ifrågavarande planet eller dess månar. Att äfven den tätaste delen af en komet, kärnan, icke kan bestå af en stor fast kropp, är redan häraf tydligt. Men äfven direkta iakttagelser tala härför. Vid den Halleyska kometens återuppträdande 1910 inträffade det mycket sällsynta fallet, att kometens kärna på ett relativt kort afstånd från jorden passerade rakt emellan jorden och solen. Hade då denna kärna bestått af en eller flera fasta kroppar af något så när betydliga dimensioner, måste den ha kunnat iakttas som en mörk fläck eller en grupp af sådana, aftecknande sig mot den lysande solskifvan. Ehuru denna kometpassage observerades från flera observatorier under gynnsamma omständigheter och med starka instrument, kunde icke ett spår af kometen med säkerhet skönjas vid dess gång öfver solskifvan. Af denna och af andra omständigheter kan man sluta, att t. o. m. kärnan måste bestå af ämnen af mycket ringa täthet och att de fasta kroppar, som kunna finnas däri, måste vara mycket små och glest fördelade; sannolikt är det endast fråga om en samling af meteoriskt stoft. Detta antagande styrkes i hög grad genom den af Schiaparelli gjorda upptäckten af sambandet mellan kometerna och stjärnfallssvärmarna (se Stjärnfall). Flera gånger, t. ex. i fråga om Bielas komet 1846, kometen 1882 II och Brooks' komet 1889 m. fl., har man iakttagit kometkärnor, som delat sig i flera delar, och hvad den förstnämnda beträffar, har den fullständigt upplösts och vid flera tillfällen, då jorden passerat genom resterna af densamma, gifvit upphof till praktfulla stjärnfallsregn (särskildt 1872, 1885 och 1892). En mer eller mindre hastigt försiggående upplösningsprocess, förorsakad af solens och planeternas, särskildt Juppiters, inverkan, synes tillhöra de normala företeelserna hos de periodiska kometerna. Ett faktum, som tydligen eger samband med denna sak, är förekomsten af s. k. kometsystem, af hvilka det märkligaste är det, som består af kometerna 1668, 1680, 1843 I, 1880 I och 1882 II. Enligt Kreutz' ingående undersökningar öfver dessa kometer röra de sig i banor, som nästan sammanfalla med hvarandra. Att de icke äro identiska, framgår däraf, att omloppstiderna befunnits belöpa sig till minst 500 år. Sannolikt äro dessa kometer att betrakta som brottstycken af en enda stor komet, som i en aflägsen forntid delat sig på samma sätt som man, såsom nämndt, iakttagit hos en af dem, 1882 II. Kometernas spektra visa, att de icke blott lysa med reflekteradt solljus, utan att de äfven innehålla själflysande ämnen. Jämte det kontinuerliga spektret uppträda nämligen i allmänhet några ljusa band, hvilka med stor sannolikhet härröra från vissa kolföreningar, särskildt koloxid och cyan, möjligen äfven kolväte. Hos några kometer, särskildt hos sådana, som befunnit sig mycket nära solen, har man ock konstaterat tillvaron af vissa metaller, såsom natrium och järn, i gasform. De gaser, som sålunda ge upphof till ljusa band och linjer i kometernas spektra, ha sannolikt varit inneslutna i de små fasta kroppar, som ingå i kärnan, och frigjorts genom solstrålarnas inverkan vid kometens närmande till solen. Af hvilken anledning dessa gaser blifva lysande redan på rätt betydande afstånd från solen, är ännu ej fullt utredt. Vid ett noggrant iakttagande af hufvudet hos en ljusstark komet finner man, att den kärnan omgifvande slöjan består af dylika lysande gashöljen, som (ofta periodiskt) uppstiga från kärnan i riktning mot solen, därvid i allmänhet utbredande sig solfjäderformigt. Hos ljussvagare kometer, som sakna egentlig svans, ser man ofta blott det relativt ljusstarka midtpartiet af denna solfjäderformiga utlöpare från kärnan mot solen; detta verkar då som en kort, mot solen vänd svans. Den egentliga svansen är alltid vänd från solen. Dess skenbara storlek kan stundom vara enorm, så att den synes sträcka sig öfver en betydande del af himlahvalfvet, beroende dels på kometens närhet till jorden (t. ex. Halleys komet 1910), dels på svansens verkliga ofantliga längd (t. ex. 1843 års komet, hvars svans hade en längd af 250 mill. km.).