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Die Helligkeit eines Kometen am Himmel ist nicht nur von seiner physikalischen und chemischen Beschaffenheit, sondern auch von seiner Entfernung zu Sonne und Erde abhängig. So erschienen die Kometen Hyakutake und Hale-Bopp etwa gleich hell. Doch war letztgenannter 10 mal weiter von der Erde und auch etwas weiter von der Sonne entfernt. Hykutake wäre in dieser großen Entfernung kaum mit bloßem Auge sichtbar gewesen. Um die tatsächliche Helligkeit von Kometen miteinander zu vergleichen, versetzt man sie gedanklich in eine Normentfernung von jeweils 1 Astronomischen Einheit von der Erde und von der Sonne. So erhält man die absolute Helligkeit, welche mathematisch als Ho bezeichnet wird.

Als Aphel bezeichnet man der sonnenfernsten Punkt auf der elliptischen Umlaufbahn eines Himmelskörpers um unser Zentralgestirn. So steht der Komet Halley im Aphel seiner Bahn 5281 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt.

Auch als Planetoid oder Kleinplanet bezeichnet. Meist unregelmäßig, manchmal auch annähernd kugelig geformte Gesteinsbrocken von einigen dutzend Metern bis zu einigen hundert Kilometern Durchmesser. Sie bewegen sich bisweilen auf stark elliptischen Bahnen um die Sonne; ihre Gesamtzahl dürfte in die hunderttausende oder Millionen gehen. Die meisten sind nur mit Hilfe großer Fernrohre sichtbar.

Als Astrometrie bezeichnet man die sorgfältige Positionsbestimmung eines Objekts, z.B. eines Kometen, am Himmel. Als Referenz dient ein Standard-Sternkatalog. Um für einen Kometen eine zuverlässige Umlaufbahn berechnen zu können, benötigt man mehrere auf mindestens 1 Bogensekunde genaue Positionsbestimmungen über einen längeren Zeitraum hinweg.

Die mittleren Entfernung zwischen Erde und Sonne wird als Astronomische Einheit (AE, englisch AU von Astronomical Unit) bezeichnet. Es gilt: 1 AE = 149597870 km. Entfernungen im Sonnensystem werden häufig in AE ausgedrückt.

Kometenkerne sind keine allzu stabilen Gebilde. Insbesondere kleinere Exemplare können durch die Hitze der Sonne binnen weniger Tage komplett sublimieren. In anderen Fällen zerfällt der Kern in mehrere größere Bruchstücke, die bei der nächsten Sonnenannäherung weiter zerlegt werden. Bei Kurzperiodischen Kometen lässt sich dieser Prozess gut verfolgen. Ein Komet, der sich gerade im sukzessiven Zerfall befindet, ist Schwassmann-Wachmann 3, dessen Rückkehr im Jahr 2006 deshalb mit großer Spannung erwartet wurde.
Auflösungsprozesse bei Kometen sind oft von einem plötzlichen Helligkeitsausbruch begleitet.

Als Azimuth bezeichnet man die Himmelsrichtung, in der ein Gestirn sich befindet. Da der Horizont einen Vollkreis bildet, kann man die Himmelsrichtung durch einen Positionswinkel, dessen Größe zwi­schen 0 und 360° liegt, präzise angeben. Gemessen wir dabei in der Regel von Nord über Ost, Süd und West. Ein Gestirn, das gerade genau im Osten aufgeht, hat also einen Azimuth von 90°.

Gravitationswirkungen eines Himmelskörpers auf einen anderen beeinflussen dessen Bahn. Man spricht daher von Bahnstörungen. Insbesondere der Planet Jupiter mit seiner riesigen Masse kann die Bahnen von Kometen, die in seiner Nähe vorbeiziehen, massiv beeinflussen. Solche Störungen müssen bei Bahnberechnungen berücksichtigt werden.
In geringerem, aber nicht zu vernachlässigendem Maße beeinflusst auch die Aktivität eines Kometen selber dessen Bahn. Durch abströmendes Material wird ein schwacher Rückstoß erzeugt. Erfolgt die Rotation des Kometenkerns in gleicher Richtung wie dessen Bahnbewegung, so wird seine Bahngeschwindigkeit leicht erhöht, wodurch sich Umlaufzeit geringfügig vergrößert, beim Halleyschen Kometen z.B. um 4.1 Tage pro Umlauf. Ist die Rotation des Kerns der Bahnbewegung entgegengerichtet, so verringert sich die Umlaufzeit, bei Komet 2P/Encke z.B. um 2.5 Stunden pro Umlauf.

Als Dämmerung bezeichnet man den Zeitraum nach Sonnenuntergang bzw. vor Sonnenaufgang, in dem es noch nicht bzw. nicht mehr vollständig dunkel ist. Ursache der Dämmerung ist die Streuung von Sonnenlicht aus hohen oder weit entfernten Bereichen der Erdatmosphäre in solche Bereiche, die selber nicht mehr oder noch nicht von der Sonne beschienen werden. Im Allgemeinen unterscheidet man 3 Phasen der Dämmerung:
Bürgerliche Dämmerung: Die Sonne steht weniger als 6° unter dem Horizont. Lesen ist (bei wolkenfreiem Himmel) ohne künstliche Lichtquellen möglich.
Nautische Dämmerung: Die Sonne steht zwischen 6° und 12° unter dem Horizont. Helle Sterne, u.a. der Polarstern, sind sichtbar; der gesamte Horizont ist erkennbar, sodass nautische Ortsbestimmungen vorgenommen werden können.
Astronomische Dämmerung: Die Sonne steht zwischen 12° und 18° unter dem Horizont. Lediglich oberhalb des Horizontbereichs unter dem die Sonne steht, sind noch eine Himmelsaufhellung und der Horizont erkennbar.
Wenn die Sonne tiefer als 18° unter dem Horizont steht, ist es im astronomischen Sinn Nacht. Durch das Licht der Sterne und Planeten, das Zodiakallicht sowie das Eigenleuchten der irdischen Hochatmosphäre (Airglow) tritt aber auch dann keine absolute Dunkelheit ein, selbst wenn der Mond nicht am Himmel steht und keine künstlichen Lichtquellen vorhanden sind.

Der DC-Wert (von engl. Degree of Condensation) gibt an, wie stark die Helligkeit der Koma vom Rand zum Zentrum hin zunimmt. Je höher DC ist desto kleiner ist in der Regel der Koma-Durchmesser. Ein total diffuser Komet ohne Helligkeitszunahme Richtung Zentrum erhält den DC-Wert 0. Bei DC=3 bis DC=5 ist ein deutlicher Helligkeitsgradient zu verzeichnen. Bei DC=7 ist der Gradient bereits sehr steil und bei DC=8 ist die Koma sehr klein, dicht und intensiv leuchtend mit gut erkennbaren Grenzen. Bei DC=9 hat die Koma ein sternartiges Aussehen und erscheint nur in sehr geringem Maß unscharf.

Als Ekliptik bezeichnet man die scheinbare Bahn, die die Sonne im Jahresverlauf am irdischen Himmel zeichnet. Es handelt sich dabei um nichts anderes als die Projektion der Erdbahnebene ans Firma­ment. Sowohl der Erdmond als auch die Planeten bewegen sich auf Bahnen, die leicht gegen die Erdbahnebene geneigt sind. Sie sind am Himmel deshalb stets in der Nähe der Ekliptik zu finden. Dies gilt auch für die meisten kurzperiodischen Kometen. Dagegen können die Bahnen langperiodischer Kometen auch senkrecht auf der Ekliptik stehen. .

Als Elongation bezeichnet man den Winkelabstand eines Himmelskörpers von der Sonne. Helle Kometen haben oft eine geringe Elongation von der Sonne und sind nur in den Dämmerungsphasen, nicht aber am dunklen Nachthimmel zu beobachten. Grund dafür ist, dass erst die große Sonnennähe zur optimalen Entwicklung der Schweifsterne führt.

Als Ephemeriden bezeichnet man Tabellen, in denen die Positionen von Sonne, Mond, Planeten, Kometen und anderen Himmelskörpern unseres Sonnensystems am Himmel verzeichnet sind. Bisweilen werden die Daten nicht für jeden Tag, sondern für jeden 5. oder 10. Tag angegeben. Häufig werden die Tabellen bei Kometen durch Daten zur erwarteten Helligkeit und zum erwarteten scheinbaren Durchmesser der Koma ergänzt.

Die meisten Kometen beenden ihr Dasein, indem sie sich auflösen. Einige Schweifsterne stellen jedoch allmählich ihre Aktivität ein, entweder weil sämtliche gasförmigen Bestandteile aus dem Kometenkern entwichen sind oder weil sich durch den Niederschlag von Staub eine Kruste auf dem Kern gebildet hat, welche das weitere Entweichen von Gasen verhindert. Erloschene Kometen lassen sich von Asteroiden durch direkte Beobachtung nicht unterscheiden, geben sich aber typischerweise durch ihre stark exzentrische Ellipsenbahn zu erkennen.

Als Extinktion bezeichnet man die Abschwächung von Lichtstrahlen in Folge von Streuung bei ihrem Weg durch die Erdatmosphäre. Steht ein Gestirn in Horizontnähe, so muss sein Licht eine weitaus längere Strecke durch die Atmosphauml;re zurücklegen als bei einer Position in der Nähe des Zenits. Da blaues Licht wesentlich stär­ker als rotes Licht gestreut wird, erscheint z.B. die Sonne beim Auf- und Untergang rötlich. Die Extinktion nimmt auch einem hellen Kometen in unmittelbarer Horizontnähe viel von seiner Brillanz. .

Englischer Fachbegriff, der für die hell leuchtende, undurchsichtige innere Koma benutzt wird, die den Eindruck eines Kometenkerns erweckt (diesen aber in Wirklichkeit den Blicken entzieht).

Bei manchen Kometen - das wohl bekannteste Beispiel ist der Komet Arend-Roland aus dem Jahr 1957 - zeigt sich ein zusätzlicher Schweif, der nicht von der Sonne weg-, sondern zu ihr hingerichtet ist. Ursache sind Staubpartikel, die so groß sind, dass sie nicht vom Sonnenwind weggedrückt werden, sondern im Orbit hinter dem Kometen zurückbleiben. Wenn wir zufällig von der Seite auf diese Partikelwolke schauen, wird sie als Gegenschweif sichtbar.

Die Entfernung eines Himmelskörpers von der Erde oder genauer: von deren geometrischem Zentrum, angegeben in Astronomischen Einheiten. Die mathematische Bezeichnung für die geozentrische Entfernung ist Δ.

Die Entfernung eines Himmelskörpers von der Sonne oder genauer: von deren geometrischem Zentrum, angegeben in Astronomischen Einheiten. Die mathematische Bezeichnung für die heliozentrische Entfernung ist "r".

Kometen zeigen gar nicht so selten plötzliche, nur wenige Stunden oder Tage anhaltende Helligkeitsausbrüche, die durch die Freisetzung größerer Mengen von Gas und Staub verursacht werden. Dies geschieht z.B. auch, wenn sich der Komet auflöst. Unerwartete starke - durchaus um mehrere Größenklassen - Helligkeitsanstiege sind deshalb oftmals das erste Indiz für einen Auflösungsprozess.

Der Himmelsäquator ist die Projektion des Erdäquators an das Himmelsgewölbe.

Die Entfernung eines Gestirns (Sonne, Mond, Planet, Fixstern usw.) vom Horizont bezeichnet man als Elevation oder Horizonthöhe. Sie ist abhängig von der Position des Beobachters auf der Erdoberflä­che und vom Zeitpunkt der Beobachtung. Die maximale Horizont­höhe beträgt 90°, nämlich dann, wenn ein Himmelsobjekt im Zenit steht.

Wenn ein Komet sich der Sonne nähert, erwärmt er sich und die gefrorenen Gase sublimieren. Dadurch werden auch die mit Ihnen verbackenen festen Partikel freigesetzt. Um den meist nur wenige Kilometer großen Eisbrocken, den Kometenkern, bildet sich eine bis zu 100000 km und mehr durchmessende Wolke aus Gas und Partikeln, die Koma. Wegen seiner geringen Schwerkraft kann der Komet diese "Atmosphäre" nicht festhalten. Ein beträchtlicher Teil des Materials wird durch den Sonnenwind verdriftet und bildet den Kometenschweif. Solange der Komet nahe genug an der Sonne ist, wird aus dem Kern fortlaufend Gas und Staub freigesetzt, so dass sich die Koma ständig regeneriert.
Die inneren Bereiche der Koma sind so dicht, dass sie die Sicht auf den Kometenkern vollständig verdecken. Dieser innere Bereich hebt sich durch seine größere Helligkeit oft deutlich von der äußeren Koma ab. In der Fachsprache wird er auch als False Nucleus bezeichnet, da der Anblick oft suggeriert, man sähe den Kern des Kometen.
Der mengenmäß dominierende Bestandteil im Eis eines Kometen und damit auch in seiner Koma ist Wasser (H2O). In der Koma ist es allerdings nicht stabil, sondern wird durch die Ultraviolett- (UV-) und Röntgenstrahlung der Sonne in Sauerstoff und Wasserstoff aufgespalten. Letzterer bildet eine bis zu 10 Millionen Kilometer durchmessende Wasserstoffkoma um den Kopf des Kometen. Diese hat die Eigenschaft, ultraviolettes Licht zu streuen und ist deshalb in diesem Wellenlängenbereich nachweisbar, nicht aber im sichtbaren Licht. Da UV-Licht von der Erdatmosphäre absorbiert wird, kann die Wasserstoffkoma nur im Weltraum mit Satelliten und Raumsonden beobachtet werden.

Kosmische Körper mit Durchmessern von typischerweise unter 50 Kilometern, die die Sonne auf oft extrem elliptischen Bahnen umkreisen. Im Unterschied zu Asteroiden bestehen Kometen überwiegend aus gefrorenen Gasen und Staub. Bei Annäherung an die Sonne sublimieren die Gase und reißen Staubpartikel mit sich. Dadurch bildet sich die Koma, aus der unter dem Einfluss des Sonnenwindes der Kometenschweif entsteht.

Als Kometenfamilie bezeichnet man Kometen, welche das Aphel ihrer Bahn in etwa gleicher Entfernung von der Sonne haben. Die größte und am besten ausgeprägte Kometenfamilie ist die Jupiter-Familie. Die Aphele ihrer Bahnen liegen bedingt durch die gewaltige Schwerkraft des Riesenplaneten sämtlich im Bereich der Jupiterbahn, obwohl die Exzentrität der Bahnen und ihre Lage sehr unterschiedlich sind.

Als Kometengruppe bezeichnet man Kometen, die sich auf identischen oder fast identischen Bahnen um die Sonne bewegen. Sie sind durch den Zerfall eines größeren Ursprungskörpers ("Mutterkomet") entstanden und können ihrerseits weiter zerfallen. Im Laufe längerer Zeiträume verteilen sich die Bruchstücke immer mehr entlang der gesamten Bahn, sodass Mitglieder der Kometengruppe in kurzen zeitlichen Abständen in Sonnennähe gelangen. Die bekannteste und bei weitem mitgliederreichste Gruppe ist die Kreutz-Gruppe, welche aus Sungrazern besteht. Neben zahllosen Miniaturkometen, welche bei ihrer engen Sonnenpassage verdampfen, enthält sie auch größere Kometenkerne. Letztere haben in der Vergangeheit für einige der spektakulärsten Kometenerscheinungen gesorgt, wie z.B. den Tageslichtkometen 1843, den Septemberkometen 1882 und Ikeya-Seki 1965.

Der Kern eines Kometen, bestehend aus gefrorenen Gasen, festen Partikeln und Gesteinsbrocken, ist nur mit Hilfe von Raumsonden, die in die umgebende Koma fliegen, direkt sichtbar. Die vorliegenden Ergebnisse, vor allem vom Kometen Halley, zeigen, dass der Kern von einer fast schwarzen Kruste überzogen ist, aus der an einzelnen Stellen der sonnenbeschienenen Seite Gase und Staub mit hoher Geschwindigkeit wie aus einer Düse austreten und die Koma und den Schweif bilden. Durch den einseitig wirkenden Rückstoß dieser "Jets" kann die Bahn des Kometen beeinflusst werden.

Der Kometenkern und die Koma bilden zusammen den Kometenkopf.

Durch die Wirkung des Sonnenwindes wird fortlaufend Material aus der Koma eines Kometen gerissen. Dabei kommt es zu einer Trennung von Gas und Staub. Der Sonnenwind besteht aus geladenen Atomen und Molekülen (Ionen), welche die ebenfalls geladenen Gas-Ionen aus dem Kometen mit hoher Geschwindigkeit wegführen. Das Resultat ist ein bläulich leuchtender Gas- oder Ionenschweif, der stets schnurgerade von der Sonne weggerichtet ist. Das Leuchten des Gasschweifs wird durch Anregung und nachfolgende Energieabgabe der Ionen verursacht - ähnlich wie in einer Leuchtstoffröhre. Der Staub dagegen wird durch den Partikeldruck des Sonnenlichts aus der Koma wegbewegt, und zwar deutlich langsamer als das Gas. Dadurch macht sich die Eigenbewegung des Kometen im Vergleich zur Geschwindigkeit der Schweifpartikel bemerkbar: der Staubschweif ist gekrümmt und sein Winkel zur Sonne ist kleiner als 180 Grad. Wenn der Komet Partikel sehr unterschiedlicher Größe freisetzt, kann der Staubschweif auffächern. Die kleinen Partikel bewegen sich schneller als die größeren. Im Unterschied zum Ionenschweif weist der Staubschweif kein Eigenleuchten auf, sondern reflektiert lediglich das Sonnenlicht.

Wenn sich zwei Himmelskörper (des Sonnensystems) von der Erde aus gesehen in der gleichen Richtung befinden, so stehen sie in Konjunktion zueinander. In seltenen Fällen kann es dabei auch zu einer gegenseitigen Bedeckung kommen. Die Konjunktion eines hellen Kometen mit einem Planeten gehört zu den sehenswertesten Himmelsschauspielen. Wenn ein Komet in Konjunktion zur Sonne steht, ist er von der Erde aus in der Regel nicht sichtbar, weil das Tagesgestirn ihn überstrahlt. Seltene Ausnahmen sind die sogenannten Sungrazer.

Die Korona ist die weißlich leuchtende äußere Sonnenatmosphäre, die nur während einer Totalen Sonnenfinsternis ohne Hilfsmittel gesehen werden kann. Die Korona besteht aus dünn verteiltem, extrem heißem Gas sowie Staubpartikeln. Ihr Durchmesser beträgt mehrere Sonnenradien; nach außen hin geht sie mit ihrem Staub­anteil ohne scharfe Grenze allmählich ins interplanetare Medium über. Der dort vorhandene Staub, welcher hauptsächlich von Kometen produziert wird, kann nach Ende bzw. vor Beginn der Dämmerung an dunklen Standorten als Zodiakallicht beob­achtet werden.
Sungrazer sind Kometen, die tief in die Korona der Sonne eintauchen.

Ansammlung von Kleinkörpern, die überwiegend aus Eis bestehen. Der Kuiper-Gürtel erstreckt sich jenseits der Bahn des Planeten Neptun in einer Sonnenentfernung von 30 bis 50 AE. Nur die größten Objekte können mit Teleskopen beobachtet werden. Durch gravitative Einflüsse, z.B. des Planeten Neptun, können solche Eisbrocken auf elliptische Bahnen ins innere Sonnensystem abgelenkt werden, wo sie dann als Kurzperiodische Kometen in Erscheinung treten.

Kometen mit einer Umlaufzeit von unter 200 Jahren werden als kurzperiodisch bezeichnet. Sie werden durch ein "P/" vor dem Namen gekennzeichnet und bekommen zusätzlich eine Nummer. Die korrekte Bezeichnung des Kometen Halley ist z.B. 1P/Halley, Komet Holmes wird als 17P/Holmes geführt. Es wird vermutet, dass die meisten kurzperiodischen Kometen aus dem Kuiper-GÜrtel stammen.

Kometen mit einer Umlaufzeit von über 200 Jahren werden als langperiodisch bezeichnet. Manche Kometen brauchen tausende oder zehntausende von Jahren, um einen Umlauf zu absolvieren. Man vermutet, dass solche Objekte zunächst durch die Schwerkraft vorbeiziehender Sterne aus der Oorthschen Wolke ins innere Sonnensystem abgelenkt werden. Durch den gravitativen Einfluss der großen Planeten, insbesondere des Jupiter, wird der Komet dann auf eine langgestreckte Ellipsenbahn gezwungen, die sich im Prinzip bei jedem Umlauf weiter verändern kann. So verkürzte sich die Umlaufzeit des Kometen Hale-Bopp nach seiner Passage des inneren Sonnensystems im Jahr 1997 von 4200 auf 2500 Jahre.

Als m1 wird die scheinbare Gesamthelligkeit des Kometenkopfes bezeichnet. Sie wird üblicherweise bestimmt, in dem man die Helligkeit des Kometen mit der eines Sterns bekannter Helligkeit vergleicht, den man im Fernglas oder Teleskop defokussiert, bis er etwa den scheinbaren Durchmesser des Kometenkopfes hat.
Da die Helligkeit des Kometen auf eine Fläche verteilt ist, erscheint er bei gleicher Gesamthelligkeit wesentlich unauffälliger als ein punktförmiger Stern.

Als m2 wird die scheinbare Helligkeit der inneren Koma bezeichnet. Dieser Wert wird hauptsächlich für astrometrische Zwecke bestimmt.

Ein Objekt, das mit meist sehr hoher Geschwindigkeit (20 - 70 Kilometer pro Sekunde) aus dem Weltraum in die Erdatmosphäre eindringt und dort eine Leuchterscheinung verursacht, wird als Meteor bezeichnet. Täglich dringen zahlreiche Kleinstkörper (sog. Meteoroide) mit Geschwindigkeiten von 10 bis 70 km/s in die Erdatmosphäre ein. Durch die Reibung an den Gasmolekülen erhitzen Sie sich und verglühen. Gleichzeitig wird die Luft entlang der Flugbahn der Teilchen ionisiert. Dadurch (und nicht durch das Verglühen!) entsteht die Leuchterscheinung, die wir als Meteor wahrnehmen. Lediglich größere Brocken erreichen - oftmals bereits fragmentiert - als Meteorite die Erdoberfläche.

Ein Meteorschauer entsteht, wenn die Erde auf einen Meteorstrom trifft. Dann dringt eine große Zahl von Partikeln gleichzeitig in die Erdatmosphäre ein.

Auflösungsprodukte von Kometen, die als Partikelwolken um die Sonne kreisen, bezeichnet man als Meteorstrom.

In der gängigen Formel zur Berechnung der erwarteten scheinbaren Helligkeit eines Kometen [m1 = Ho + 5 log (delta) + 2.5n log (r)] kennzeichnet der Faktor n, wie schnell die Helligkeit des Kometen sich mit der Heliozentrischen Entfernung r ändert.

Aufgrund verschiedener Beobachtungen postulierte der niederländische Astronom Jan Hendrik Oort eine Ansammlung von Millionen oder sogar Milliarden von Kometenkernen, die das Sonnensytem wie eine Kugelschale in einer Entfernung von etwa 40000 bis 150000 AE (= 0.7 - 2.3 Lichtjahre) umgeben. Durch die Gravitationswirkung naher Sterne, kosmischer Staubwolken oder galaktischer Gezeiten werden ab und an einige dieser Objekte in das innere Sonnensystem abgelenkt. Im Unterschied zum Kuiper-Gürtel ist die Existenz der Oortschen Wolke nach wie vor eine - wenn auch sehr plausible - Theorie; noch nie hat jemand einen entsprechenden Himmelskörper beobachtet.

Als Parallaxe bezeichnet man in der Astronomie die Verschiebung der Position eines Himmelskörpers, wenn man ihn von 2 verschiedenen Standorten aus beobachtet. Je näher ein Objekt der Erde ist, umso größer ist seine Parallaxe und umso geringer ist der Abstand, den 2 Beobachter haben müssen, um die Parallaxe zu messen. So reichen einige hundert Kilometer Distanz aus, um die Parallaxe und damit auch die Entfernung des Mondes zu bestimmen, für die Nachbarplaneten Venus und Mars benötigt man bereits mehrere 1000 Kilometer, selbst wenn Sie wie Mars im August 2003 und Venus im Juni 2012 der Erde sehr nahe kommen.
Im Prinzip handelt es sich bei der Parallaxenmessung um eine trigonometrische Peilung.

Als Perihel bezeichnet man der sonnennächsten Punkt auf der elliptischen Umlaufbahn eines Himmelskörpers um unser Zentralgestirn. So steht der Komet Halley im Perihel seiner Bahn 88 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt.

Als rechtläufig bezeichnet man die scheinbare oder tatsächliche Bewegung eines Himmelskörpers, wenn sie von West nach Ost erfolgt, also entsprechend der allgemeinen Drehrichtung im Plane­tensystem. Fast alle kurzperiodische Kometen bewegen sich auf prograden Bahnen.

Als rückläufig bezeichnet man die scheinbare oder tatsächliche Bewegung eines Himmelskörpers, wenn sie von Ost nach West erfolgt, also entgegen der allgemeinen Drehrichtung im Planeten­system. Viele langperiodische Kometen bewegen sich auf retrograden Bahnen.

Die Sidgwick-Methode wurde entwickelt, um die Helligkeit von Kometen, die sich als flächenhafte und oft lichtschwache Objekte präsentieren, zu ermitteln. Dazu betrachtet man den Kometen zunächst mit einem Fernglas oder Teleskop und prägt sich seine Helligkeit ein. Dann richtet man das Instrument auf einen Stern oder Planeten bekannter Helligkeit und defokussiert so stark, dass das Vergleichsobjekt etwa den Durchmesser des Kometenkopfs erreicht. Nun vergleicht man dessen Helligkeit mit der des Kometen, die man sich vorher eingeprägt hat. Dieses Vorgehen wiederholt man mit unterschiedlich hellen Vergleichssternen so lange, bis man entweder einen Stern findet, der genauso hell erscheint wie der Komet oder bis man die Helligkeit des Kometen zumindest eingrenzen kann.

SOHO (Solar Heliospheric Observatory) ist ein im Weltraum statio­niertes Observatorium, das die permanente Beobachtung der Sonne und des sonnennahen Weltraums ermöglicht. Auf Bildern von SOHO sind zahlreiche sehr kleine Sungrazer entdeckt worden. Es wurden aber auch die Perihelpassagen vieler Kometen verfolgt, welche nur scheinbar - durch den Blickwinkel bedingt - dicht an der Sonne vorbeizogen.

Der Sonnenwind ist ein permanenter Strom geladener Teilchen (vor allem Elektronen und Protonen), welcher von der Sonne ausgeht. Seine Geschwindigkeit beträgt im Mittel 300 - 400km/s. Da die Teilchen geladen sind, schleppt der Sonnenwind ein Magnetfeld mit sich, welches die Ausbildung des Gasschweifs von Kometen verursacht.

Ein Maß für die Lichtmenge, die man von einem Himmelskörper empfängt. Bereits in der Antike verwendete man eine Skala mit mehreren Größenklassen, die in der Neuzeit ausgeweitet und ma­thematisch definiert wurde. Ein Helligkeitsunterschied von einer Größenklasse entspricht einem Faktor von 2.512. Ein Stern erster Größe ist demnach 100mal heller als ein Stern 6. Größenklasse, der gerade noch mit bloßem Auge sichtbar ist. Die Sterngröße wird durch ein hochgestelltes "m" oder den Zusatz "mag" gekennzeichnet. Der Polarstern hat z.B. eine Helligkeit von 2 mag. Für sehr helle Objekte verwendet man negative Größenklassen. Der Planet Jupiter erreicht eine Helligkeit von bis zu -2.9 mag und ist dann fast 100 Mal leuchtkräftiger als der Polar­stern. Einige Kometen werden noch heller; so erreichte Komet McNaught im Januar 2007 kurzzeitig -5.5 mag und konnte mit bloßem Auge auch tagsüber gesehen werden.

Kometen, deren Perihel so dicht an der Sonne liegt, dass sie durch deren Korona ziehen, bezeichnet man als Sungrazer ("Sonnenstreifer"). Die meisten Sungrazer überstehen die enge Begegnung mit der Sonne nicht unbeschadet und zerfallen in kleinere Bruchstücke oder lösen sich ganz auf. Größere Kometen können in unmittelbarer Sonnennähe so hell werden, dass sie - stets nur für wenige Stunden oder Tage - am Taghimmel neben dem gleißend hellen Tagesgestirn zu sehen sind. Mit Ausnahme des Großen Kometen von 1680 gehörten alle hellen Sungrazer zu ein und derselben Kometengruppe, die als Kreutz-Gruppe bezeichnet wird.

Den Weg, auf dem sich ein Himmelskörper (z.B. die Erde) um einen anderen (z.B. die Sonne) bewegt, bezeichnet man als seine Bahn oder seinen Orbit. Die Bahnen der Planeten, Asteroiden und Kometen um die Sonne sind im Regelfall elliptisch, d.h. das umkreiste Objekt steht nicht im Mittelpunkt, sondern in einem Brennpunkt der Bahn. Je langgestreckter eine Ellipse ist desto weiter liegt der Bahnmittelpunkt von den Brennpunkten entfernt. Den Grad der Streckung einer Ellipse bezeichnet man als Exzentrität (e); diese kann Werte zwischen 0 und 1 annehmen. Ist e=0 so liegt eine perfekte Kreisbahn vor, die demnach also einen Grenzfall einer Ellipse darstellt. Der andere Grenzfall mit e=1 wird als Parabel bezeichnet. Es handelt sich dabei um eine Ellipse, deren Streckung unendlich ist. In der Natur kommen allerdings weder Kreis- noch Parabelbahnen vor. Kometen bewegen sich typischerweise auf stark exzentrischen Ellipsenbahnen um die Sonne. Bei langperiodischen Kometen nimmt e oft Werte von deutlich über 0.99 an. Daraus resultieren Umkaufszeiten, die sich nach Hundertausenden oder Millionen von Jahren bemessen.
Für nicht wenige Kometenbahnen sind Exzentritäten von ganz knapp über 1 berechnet worden. Dies entspricht einer offenen Hyperbelbahn, d.h. ein solcher Komet kreist nicht um die Sonne, sondern er durchquert unser Sonnensystem aus dem interstellaren Raum kommend nur. Allerdings konnte in fast allen Fällen, in denen genügend viele und genaue Bahnbestimmungen durchgeführt wurden, schließlich festgestellt werden, dass e nicht knapp über, sondern knapp unter 1 lag, als sich der Komet der Sonne näherte. Durch den gravitativen Einfluss der großen Planeten - in erster Linie des Jupiter - sind jedoch einige Schweifsterne nachträglich auf Hyperbelbahnen gelangt, mithin also aus dem Sonnensystem hinaus geschleudert worden.
Die Bahn, die ein Komet für einen irdischen Beobachter am Sternenhimmel zieht, ist eine scheinbare Bahn, denn der Orbitalbewegung des Kometen ist die eigene Orbitalbewegung der Erde überlagert. Aus dem gleichen Grund ziehen die Planeten scheinbar auf Schleifenbahnen über den Himmel, obwohl ihre wahren Bahnen ebenfalls Ellipsen sind.

Als Universal Time (deutsch: Weltzeit) dient die Greenwich Mean Time (Westeuropäische Zeit). UT wird als Standard verwendet, um den Zeitpunkt astronomischer Ereignisse unabhängig von den je­weiligen Zonenzeiten anzugeben. Um UT auf Ortszeit umzurechnen gilt: MEZ = UT + 1 Stunde; MESZ = UT + 2 Stunden.

Der Punkt des Himmels, der sich senkrecht über dem Beobachter befindet, mithin also 90 Bogengrade vom Horizont entfernt ist, wird als Zenith bezeichnet.

Das Zodiakallicht ist eine schwache Leuchterscheinung in der Um­gebung der Ekliptik. Es entsteht durch Reflexion und Streuung des Sonnenlichts an den Bestandteilen der Staubwolke, die die Sonne als dünne Scheibe in der Planetenebene umgibt. Das Zodiakallicht ist die Fortsetzung der Staubkomponenete der Ko­rona im interplanetaren Raum. Hauptquelle des Staubs sind die Kometen.
Das Zodiakallicht umspannt praktisch den gesamten Himmel entlang der Ekliptik, die visuelle Beobachtung ist aber nur unter günstigen Bedingungen (keine Himmelsaufhellung durch Kunst- oder Mond­licht) ab etwa 2 Stunden vor Beginn der Morgendämmerung oder bis etwa 2 Stunden nach Ende der Abenddämmerung möglich. Da die Ekliptik in Äquatornähe stets in einem steilen Winkel zum Horizont steht, ist es dort ganzjährig beobachtbar. In Mitteleuropa beschränkt sich die Sichtbarkeit auf die Wochen um die Tag-und-Nacht-Gleichen, weil die Ekliptik nur dann steil genug steht (im Frühjahr am Abend, im Herbst am Morgen).