我们迄今为止所描述的天体运动都是以一种宏伟的一致性发生的，这种一致性总是让人们觉得天空是永恒不变的。但在某些时候，这种一致性会被一些具有非凡外表的物体的幻影打破，这些物体像一些超自然的访客一样在天空中盘旋几天或几周，然后消失。我们指的是彗星，从最久远的时候就已经为人所知的天体，但其性质的神秘性还没有被发现。
明亮到可以用肉眼观察到的彗星由三部分组成，然而，这三部分并不是完全区分开的，而是以不可感知到的程度互相碰撞融合。这三部分就是彗核、彗发和彗尾。
彗核是明亮的中心，在眼睛看来，它呈现出一颗普通的恒星或行星的外观。要不是它的旁边伴随着彗发和彗尾的话，它几乎不会引起注意。
彗发（拉丁语是头发）是一团云状或雾状的外观，它环绕在彗核的四周。在彗核旁边，它是如此明亮以至于几乎无法与彗核区分开来，但它在各个方向上都会逐渐变暗。彗核和彗发结合在一起呈现出一颗恒星的外观，或多或少有些明亮，在一小片雾中闪闪发光，这两个一起被称为彗头。
彗尾是彗发的延续，由一股奶白色的光组成，当它从彗星上退去时，会变得越来越宽，越来越模糊，直到眼睛无法再追踪到它。从早期就发现的一个奇怪的特征是彗尾总是背着太阳的。在不同的彗星中，彗尾的范围是非常不同的，彗尾越亮越长，彗星就越明亮。有时它可能几乎不被注意到，而在历史上被记录的许多大彗星中，彗尾可以延伸到天空的一半。彗尾平常被看到的实际长度几乎总是有数百万英里。有时，尽管比较罕见，彗星的尾部会分裂成几条分支，向稍微不同的方向上延伸。
这就是肉眼可见的彗星的一般外观。当用望远镜仔细扫视天空时，人们发现这种肉眼可见的彗星只占整个彗星数量的一小部分。如果继续努力搜寻，望远镜有时在一年内发现的彗星数，会和人们一生中用肉眼看到的彗星一样多。这些“望远镜彗星”并不总是呈现出与肉眼所见的那些彗星相同的面貌。彗发，或称为雾光，一般看来是以牺牲彗核和彗尾为代价而发展起来的。有时用望远镜根本看不到彗核，或者彗核非常模糊和不清晰以至于难以分辨。碰到这种彗星，一般不可能区分出彗发和彗尾，后者要么完全看不见，要么只是彗发的延长。许多著名的彗星几乎都只是由一片或多或少形状不规则的雾光组成的。
尽管大彗星和望远镜彗星有着很大的表观区别，但当我们仔细观察它们各自的发展模式时，我们发现它们都属于同一类。这些区别就像一些动物之间的区别，在普通的观察者看来，这些动物没有任何共同点，但是动物学家会发现一个动物的每一部分在另一个动物身上都有对应的部分，实际上，天文学家在彗星生长上的所见与动物学家在动物成长上的所见之间的类比是很值得注意的。一般来说，当它们刚进入望远镜的范围内时，所有的彗星看起来都相似，但相应部分的不同发展产生了随后的多样性。第一种外观是有点雾光，没有彗尾，而且经常没有任何可见的彗核。以1858年发现的多纳蒂彗星为例，这是有记录以来最辉煌的彗星之一，在首次发现它的两个多月以后，它才出现了彗尾。为了让读者了解这与一个非常扩散的望远镜彗星的关系，我们展示了这颗大彗星最亮时彗头的望远镜图像，以及由沃格尔博士于1871年11月和12月绘制的恩克彗星的三幅草图。
当望远镜彗星的彗核开始显现时，它通常位于离太阳最远的一侧，然后会看到几条小分支朝着太阳的方向伸展开来，这样彗星就会看起来像是有一个小的扇形彗尾朝向太阳，而不是像往常一样背离太阳。因此，在图64所示的恩克彗星图片中，太阳在左边，我们看到像三条小尾巴的东西，中间的一条指向太阳。但是，如果我们观察图65所示的多纳蒂彗星的视图，我们会看到从彗头中心向上延伸出几条小线，恩克彗星图中的小尾巴对应的正是这些线，而不是多纳蒂彗星的彗尾。事实上，一般规则是，彗星的头部是扇形结构，扇子的柄在彗核处，中间的扇臂朝向太阳；而这种朝向太阳的扇形彗尾是首次出现。
图64：1871年沃格尔博士观察到的恩克彗星的视图。
在较大的彗星中，这个扇形物被一个或多个半圆形的拱或包层所包围，内部形成了其弯曲的边界；但是，在非常微弱的彗星中，这个拱形是显现不出来的。当彗星真正的尾巴出现时，它总是背离太阳的，因此彗尾是远离扇形结构的。在图64的3号图形中，我们可以看到一条非常微弱的真正的彗尾向着照片的右下角延伸，这正是与太阳相反的方向。另一方面，虽然朝向太阳的分支已经不见了，但在彗头部仍然可以找到扇形的形状。在图65中，真正的彗尾是向下的：由于图片的大比例，只能看到彗尾的开端。我们会注意到，彗尾的中心线相对较暗。一般来说，明亮的彗星都是这样的。
图65：1858年发现的多纳蒂大彗星的彗头，引自邦德。
当开普勒发现所有行星都以圆锥曲线绕太阳运动时，当牛顿证明这一运动是太阳对行星引力的必然结果时，问题自然产生了：彗星是否按照同样的规律运动。牛顿发现1680年的彗星确实在这样一个轨道上运行，但它不像行星轨道那样几乎是圆形的，而偏心率很大，看起来像一条抛物线。
抛物线也是引力所能导致的轨道之一，因此可以确定彗星像行星一样被引力吸引到太阳上。然而，不能确定彗星的轨道到底是抛物线轨道还是很长的椭圆轨道。造成这一困难的原因是，彗星只在其轨道上非常接近太阳的那很小的一部分可见，在这一部分，抛物线和偏心率很大的椭圆的形式是相同的，因此它们总是不能被区分出来。
椭圆轨道和抛物线轨道之间有一个非常重要的区别，即前者是封闭的，在其中运动的彗星在某一时刻必定会回来，而后者的两个分支延伸到无限的太空中再也不会相遇，因此在抛物线轨道上运动的彗星将永远不会回来，一旦扫过太阳，将继续退到无限的太空中去。如果彗星以双曲线轨道运动，同样的事情也会发生，这就是在引力的影响下可以描绘出的第三类轨道。在抛物线中，彗星最轻微的减速都会使轨道变为椭圆，其速度几乎不足以将彗星永远带离轨道，而在双曲线轨道中则或多或少会有多余的速度。因此抛物线轨道是双曲线轨道和椭圆轨道之间的一种划分曲线。
图66：彗星的抛物线轨道和椭圆轨道。彗星在轨道的虚线部分是不可见的，而在这两个轨道的可见部分a、b上的形式是无法区分的。但是椭圆轨道形成了一条闭合曲线，而抛物线的两个分支却会一直不相交地延伸下去。
天文学家知道一个轨道的位置，就能够准确地知道在轨道的任何一点需要什么速度，以便让一个在轨道上运动的物体可以离开，永远不会回来。如果一个物体以每秒7英里的速度从地球表面被抛掷出来而不被大气阻挡，它将永远不会回到地球上，而是以某种轨道开始围绕太阳旋转。实际上，它将变成一个小星球。如果在地球不挡路的情况下，一个以26英里/秒的速度穿过地球轨道的物体，其速度正好是形成抛物线轨道所需的速度。如果一颗彗星在它的轨道上距离太阳9250万英里的一个点上超过了这个速度极限，那么它一定会进入无限的太空，永远回不到我们的太阳系中。但是，如果彗星的速度较低，那么将来某个时候太阳的引力一定会把它带回来，时间越长，速度就越接近每秒26英里。一般来说，天文学家必须根据速度来确定轨道的形状。如果它与计算出的极限值完全对应，则轨道为抛物线形轨道；如果它超过此极限，则为双曲线形；如果它低于此极限，则为椭圆形。
现在，大多数彗星的速度非常接近抛物线速度的极限值，所以无法从观测中确定它是不足还是超过了这个极限值。有一些彗星，观察表明其速度超过抛物线速度极限值，但超出的量很微小，以至于无法自信地确定它速度的真实性。因此，不能肯定地说，任何已知的彗星都是在双曲线轨道上旋转，因此，所有的彗星都可能属于我们的太阳系，并最终会返回太阳系。然而，可以肯定的是，在大多数情况下，彗星回归需要几个世纪，甚至可能是几千年。有相当多的彗星是周期性的，在椭圆轨道上有规律地返回太阳。一些彗星已被观察到多次返回，因此它们的确切周期已被非常肯定地确定下来；其他的彗星，只能从其速度远低于抛物线速度极限值这一事实推断出其周期性，这些彗星以椭圆形轨道运动，这是毫无疑问的。
关于彗星轨道的这个问题涉及一个非常有趣的问题，即彗星是应当被看成是我们太阳系的一部分，还是仅仅是来自恒星空间的访客。我们可以把它们想象成原始星云物质的散乱碎片，散布在我们周围巨大的太空荒野中，随着漫长的岁月流逝，一个接一个地被太阳吸引。如果没有行星围绕着太阳，或者如果围绕着太阳，但它们是不可移动的，那么一颗这样被吸引进来的彗星将以抛物线轨道绕着太阳旋转，然后再次离开，直到数百万年过去，它才会返回，因为它落向太阳时所获得的速度将只足够把它带回到它原本来处的无限太空中。但是由于在其轨道上的几个行星的运动，彗星在通过它们的过程中速度会发生变化，根据其通过的方式，变化可能是加速，可能是减速。如果所有行星对其产生的总加速超过减速，彗星将以超过抛物线极限的速度离开我们的太阳系，而且肯定不会再返回。如果减速力偶然超出，则轨道会根据超出量的多少或多或少地变为拉长的椭圆形。在大多数情况下，减速减的量很小，以至于最精细的观测也无法显示出它，只能通过计算或几十万年后彗星的返回才能知道。但是，如果彗星有机会在离一个行星很近的地方经过，特别是像木星这样的大行星，那么这个减速可能会非常大，以至于让彗星在一个相当短周期的轨道上旋转，从而成为我们系统中一个似乎永久的成员。彗星如此接近行星的概率，在许多个世纪里都不太可能发生一次，但每次它确实出现的时候，就有可能出现一个额外的短周期的彗星，其轨道起初与扰乱它原本轨道的行星几乎相交。然而，它可能不是一颗已知的彗星，因为它的轨道可能完全超出我们的视线范围。
在目前的科学状态下，不可能确切地说周期性彗星是否因此就被带入我们的太阳系中了；但是，从这些彗星的许多轨道（如果不是全部的话）经过一些行星的轨道这一事实来看，它们似乎很可能是。在这种情况下，行星轨道和彗星轨道现在是否应该相交，这是不可预料的，因为两者都会因为行星作用引起的长期变化而发生改变。未来的研究可能会为这个问题提供更多线索。
彗星的数量——开普勒认为，天空中的彗星像海里的鱼一样多，只有一小部分在我们的望远镜范围内。我们可以肯定，在所有现存彗星中，只有很小很小的一部分被观测到。由于它们的轨道极为细长，只有在它们的近日点附近我们才能看到它们，而且由于观测到的大多数彗星的旋转周期很可能是以数千年为单位的，如果它们确实最终返回了我们的观测点，我们的观测结果必须也持续数千年，才能看到所有在我们望远镜范围内的东西。也有可能，所有能看到的都只是现存数量的一小部分，因为一颗彗星很少能被看到，除非它的近日点要么在地球轨道内，要么就在地球轨道外一点点的地方。也有一些例外，这些被看到的彗星中最显著的就是1729年的彗星，它的近日点距离是地日距离的四倍多。这颗彗星一定是一颗非常巨大的彗星，因为如果把所有其他已知的彗星放在它被观测到的地方，其他的彗星几乎都会从当时最强大的望远镜中完全消失。
下页表格中给出了自基督纪元（公元纪元）以来记录下来的裸眼可见的彗星的实际数量。[1]
从我们这个公元纪元开始，肉眼可见的彗星按整数算大约有五百颗，平均每四年发现一颗。除此之外，自从望远镜发明以来，已经观测到近200颗望远镜彗星；因此，在这一时期观测到的这些天体的总数离700颗不远。现在几乎每年都会发现几颗新的望远镜彗星，它们的数量有时可达6到8颗。很可能这一类的年发现数量在很大程度上取决于那些有机会从事搜寻彗星工作的天文学家的技能、勤奋和好运。
在无知落后的时代，彗星被视为预示瘟疫、战争、国王之死，或其他灾难或显著事件的恐怖之星。因此，在对这些天体的早期描述中，它们通常与一些同期事件有关。然而，对彗星本身的描述是如此含糊和不明确，以至于对我们完全没有指导作用，也让人没有兴趣，正如经常发生的那样，甚至连它们在天空中的运行路线都没有说明。
如前所述，1680年的大彗星不仅是一颗灿烂的彗星，而且是牛顿证明彗星是在太阳引力的影响下运行的彗星。它最早出现在1680年秋季，直到次年春天的大部分时间内都持续可见。它几乎是成直线地向太阳落去，经过太阳附近时比任何已知的彗星都更接近太阳。它在12月18日经过了近日点，绕过一条很大的弧，沿着与来时没有太大不同的方向返回了。从牛顿开始，许多天文学家就已经对其观测结果进行了计算，并对其轨道进行了研究；但结果表明，它的轨道与抛物线轨道没有太大偏差。因此，如果彗星返回，那只能是在很长的时间间隔以后。然而，哈雷有点怀疑，这一周期可能是575年，这是由于记录到在这个时间周期内出现了大型彗星。第一次出现是在凯撒大帝被杀后的9月；第二次是在531年；第三次是在1106年2月；第四次正是1680年。如果这是同一颗彗星的四次回归，这似乎也不是不可能，那么我们的子孙后代将在2255年看到第五次回归。在那之前，确切的周期依然是存疑的，因为两个世纪前的观测结果不具备决定如此微妙的一个点的精确性。
哈雷彗星——在上述所描述的彗星出现两年后，又出现了一颗彗星，从那以后，它就成了现代最著名的彗星。它于1682年8月19日首次被发现，大约被观测一个月后消失。哈雷计算了它的轨道位置，并将其与先前的彗星轨道进行了比较，发现它与开普勒在1607年观测到的彗星的位置非常吻合，这两个轨道的同一性是毫无疑问的。它们靠得太近了，如果画在天空上，肉眼几乎可以看到它们合并成一条线。两颗不同的彗星在同一轨道上运行的概率是极及微小的，所以哈雷毫不怀疑1682年的彗星和1607年的彗星是同一颗，因此它是在一个非常椭圆的轨道上旋转的，大约每75年返回一次。他的结论被1531年观测到的一颗彗星所证实，它显然也在同一轨道上运行。再减去75年的周期，人们发现这颗彗星出现在1456年，当时它在整个基督教世界传播了很大的恐怖，以至于教皇卡利克斯特斯下令祈祷，以得到保护免受土耳其人和彗星的伤害。这应该是产生教皇的公牛对抗彗星这个流行神话的发生背景。
这是对彗星的轨道最早进行观测的时期，观测的准确度足以确定它的轨道。如果继续减去75
年，我们会发现我们有时会找到记录彗星幽灵的日期；但是如果不知道这些天体的轨道，就不能肯定它们是同一颗彗星。然而，在1456年、1531年、1607年和1682年的彗星返回中，按照这几乎相同的时间周期，哈雷有充分的理由预测彗星将在1758年再次返回。这给了数学家们时间来研究它的运动；同时，引力理论的建立向他们展示了如何着手这项工作。必须计算在整个76年中行星的引力对彗星运动的影响。这项巨大繁复的工作是由克莱劳特完成的，他发现由于木星和土星的吸引，彗星的返回将推迟618天，因此直到1759年4月中旬它才能到达它的近日点。由于没有时间用最好的方法完成计算，他认为这个结果的误差在一个月左右。实际上这颗彗星的确是在1759年3月12日午夜经过近日点的。
再过76年，这颗彗星将在1835年再次出现。同时，计算行星引力对彗星运动影响的方法也有了很大改进，因此数学家们在不比克莱劳特花费更多劳力的情况下，就能够得到更精确的结果。在这类调查中，法国仍然是世界上的领先国家，彗星返回的计算是由他们的两位顶尖天文学家杜达莫索和杜庞特库兰各自独立完成的。其中，第一位宣布彗星将在1835年11月4日到达近日点；而杜庞特库兰在用更精确的行星质量测定结果修正了他的计算后，认定11月13日凌晨2点是确切的日期。当然，人们投入了最大的努力去寻找预期中的彗星，并首次在8月5日发现它。接近太阳时，它在11月16日上午11点经过近日点，仅比杜庞特库兰预测的时间晚了三天。
这是著名的哈雷彗星的最后一次返回。它一直被追踪观察到1836年5月17日，然后它从当时最强大的望远镜的视野中消失了，自此再也没出现过。但是天文学家可以用科学的眼光来继续追踪它，几乎可以像在望远镜的视场中一样确定。我们还不能肯定地确定它返回的时间；但是我们知道大约在1873年它到达了它路径的最远极限处，这一极限延伸到了海王星轨道之外的一段距离，现在它正在返回的旅程中。我们给出了它的轨道图，显示了它在1874年的位置。它的速度每年都会不断地增加，我们可以预测它会在1911年到达近日点。精确的日期还不能确定，直到所有行星的作用效果被计算出来，这将是一个比以往更庞大的工作，不仅因为目标是更高的精确度，而且因为更多行星的作用必须被考虑在内。当克莱劳特计算1759年的回归时，土星是已知的最外层行星。当计算1835年的回归时，天王星已经被加入了名单，它的作用必须被考虑在内。从那时起，海王星就被发现了；计算1911年回归的天文学家必须把它的作用加到其他行星中。这样做，我们有希望让预测出来的到达近日点时间的误差在一两天。
丢失的比拉彗星——没有什么比彗星的完全分解这个事实更能突出地说明彗星和其他天体之间的区别了。1826年，奥地利人比拉发现了一颗彗星，这颗彗星被发现是周期性的，在1772年和1805年被观测到。它的公转时间是六年零八个月。在接下来的两次返回中，地球不在其轨道的合适位置，无法观测到这颗彗星；因此，直到1845年才再次观测到它。在当年的11月和12月，它照常被观察，没有任何显著的发现。但是在接下来的一月份，海军天文台的天文学家发现它遭遇了一次从未有过的天体事故，而且无法给出任何解释。这颗彗星分成了两个不同的部分，亮度相当不均匀，因此看起来像是两颗完整的彗星，而不是一颗。在接下来的一个月里，两颗中较小的一颗不断增加，直到它与它的同伴变得相等。然后它变小了，在三月份完全消失了，尽管它的同伴在一个月后仍然清晰可见。根据哈伯德教授的计算，这两部分之间的距离约为20万英里。(www.xing528.com)
图67：哈雷彗星的轨道。
这颗彗星的下一次返回发生在1852年，当然，这次大家是带着极大的兴趣去寻找它的。人们发现它仍然是分裂开的状态，而且这次两个部分分开的距离比1846年要远得多，它们的距离已经增加到大约150万英里。有时一部分较明亮，有时是另一部分较明亮，因此不能决定哪一部分应该被视为代表主彗星。这对彗星在1852年9月底离开了我们的观察视线，此后就再也没有人见过。从那时起，它们将进行三次完整的公转，分别于1859年、1865年和1872年返回。在第一次（1859年）返回时，彗星和地球的相对位置非常不利，以至于没有希望看到彗星。在1865年，我们没找到它，但人们认为这可能是因为彗星离我们很远。1872年，相对位置非常有利，但就是看不到彗星的踪迹[2]。它似乎消失了，不是变成稀薄的空气，而是变成了一种极其稀薄的东西，与之相比，最稀薄的空气就像一块坚实的磨石。然而，一些看不见的碎片沿着彗星的轨道继续前进，产生了一阵小的流星雨，这将在后面的章节中解释。
1843年的大彗星——这颗引人注目的彗星于1843年2月底在太阳附近突然出现。它在日光下是可见的，所以一些观测者实际上测量了彗星和太阳之间的角距离。随后一直持续追踪到4月中旬。这颗彗星轨道的最显著的特征已经被提到：它比任何其他已知的天体都更靠近太阳——事实上，它离太阳如此之近，以至于在它最初运动方向上发生的微小变化都会让它撞到太阳。它的轨道当然不会偏离抛物线。华盛顿的哈伯德教授对此进行了最仔细的研究，结果表明它的周期为530年；但是产生这个周期的速度非常接近抛物线速度的极限值，所以两者之间的差异不会超过观测结果的不确定性。
1858年的多纳蒂彗星——这颗伟大的彗星，是现代最壮丽的彗星之一，在1858年秋天悬挂在西方的天空中，被当时所有足够大的人所铭记。第一次发现它是在1858年6月2日的佛罗伦萨，多纳蒂首次看到了它，他把它描述成一个直径约3'的非常微弱的星云。大约在6月底，三位美国观察家各自独立地发现了它：剑桥的H.P.塔特尔、新泽西州的珀斯安博伊的H.M.帕克赫斯特，以及南塔基特的玛丽亚·米切尔小姐。在它可见的头三个月里，它没有显示出它未来的辉煌。直到8月中旬才发现它的彗尾，在那个月底，它的长度只有半度，而彗星本身肉眼几乎看不见。它继续接近太阳直到九月底，在这个月它发展得很快，大约在10月上半月达到了它最大的光辉。它的彗尾长40°，外端宽10°，形状奇特，像羽毛。大约10月20日，它一直向南，在北纬地区再也看不到它；但在南半球，人们一直延续追踪它到次年3月。
对这颗彗星位置的观察很快表明它的轨道绝对是椭圆的，周期大约为2000年或不到2000年。G.W.希尔先生仔细调查了所有的观察结果，他发现周期为1950年。如果这一周期是正确的，那么这颗彗星一定是在我们公元纪元之前约九十二年出现过，而且一定会在约3808年再次出现；但是由于观测结果的不完善而产生的不确定性的误差可能长达五十年。
最近让天文学家最为关注的彗星是一颗名为恩克彗星的彗星，它的命名来自首位仔细研究了它的运动的天文学家。它于1786年1月被首次观测到，但观测只持续了两天，得到的数据不足以确定其轨道。1795年，卡罗琳·赫歇尔小姐发现了一颗彗星，对这颗彗星的观测持续了大约三个星期，但从这些观测中也没有得出非常精确的轨道。1805年，同一颗彗星再次回到近日点，但它的身份依然没有被识别出来。与之前的回归一样，观察持续了不到一个月。1818年，马赛的庞斯第四次发现了它。当计算出它的轨道时，人们发现它与1805年的彗星非常一致，所以毫无疑问，这两颗彗星实际上是同一个天体。但是第一批注意到这一点的天文学家无法确定这是它自1805年以来的第一次回归，还是它在这个期间内已经完成了好几次公转。
研究这颗彗星的运动的课题现在已由柏林的恩克承担，并在彗星未知名之前就已对其进行了彻底的研究。他发现它的回归周期大约是1200天，在1805年到1818年之间已经进行了四次完整的公转。知道了这一点，就不难辨认出1795年的彗星也是同一颗了，在这一天到1805年之间，它已经公转了三圈。在返回近日点的中间过程中，它的位置非常不利，根本就无法被观察到。这一结果引起了天文学家的极大兴趣，因为它是已知的第一例短周期的彗星。它在1822年的回归被适时地预测到，但人们发现，当它接近其最大亮度时，它只在南半球可见。令人欣慰的是，托马斯·布里斯班爵士在新南威尔士州的帕拉马塔有一个天文台，他的助手鲁姆克非常幸运地发现了这颗彗星。它离恩克预测的位置如此之近，以至于通过不断地将望远镜指向那位天文学家预测的方向，彗星在整个过程中都处于视场中。
恩克继续研究彗星在每一次公转中的运行路径，直到他于1865年去世。在某些次回归中，由于它离地球距离远，或者是我们的星球所处的位置不利，它是看不见的；但通常对它的路径都会进行非常精确的观测。通过将其运动与太阳和行星引力引起的运动进行比较，他发现周期时间在不断减少，因此采用了著名的奥伯斯假说，即彗星在太空中遇到了一种抵抗介质。彗星的旋转周期在每一次公转时都会缩短大约两个半小时。恩克和奥伯斯的结论是，行星空间中充满了一种介质——这种介质非常罕见，它不会对行星等大型物体的运动产生丝毫影响。彗星是一个极其薄的天体，可能比空气轻得多，它可能受到这样一种介质的影响。然而，这种介质的存在不可能因为恩克的研究就确定存在。首先，如果我们同意这样一个事实，即彗星公转的时间在不断减少，正如伟大的德国天文学家所坚持的那样，这并不意味着抵抗介质是我们唯一可以找到的原因。但主要的一点是，恩克建立他的假设所依据的计算是如此复杂，以至于总是容易出现小的错误，而且在其他人用新的和改进的方法检查这个问题之前，他们的结果不能被完全有信心地接受。
这种检查现在正由普尔科瓦的冯·阿斯滕博士进行，虽然还没有完成，但最终似乎有可能证实恩克的结果，至少能部分证实。冯·阿斯滕博士从1865年到1871年期间根据万有引力理论开始计算彗星的运动，在这段时间内，彗星进行了两次完整的公转。他惊讶地发现，在这段时间内，彗星没有偏离计算出的位置，这样就没有什么能归因到抵抗介质的作用力。但是，把计算往前追溯到1861年，他发现在1861年到1865年间，一定存在一个像恩克所设想的延缓作用力。把他的研究工作推进到1875年，他发现在1871年到1875年间，又有证据表明出现了一个减速，大约是恩克所发现的减速的三分之二。因此，在1865年至1871年之间没有这样的作用力，似乎是非常特殊的，很难解释。
为了判断恩克彗星运动中的偏差是否真的是由一种抵抗介质引起的，我们应该知道其他彗星的运动是否也表现出类似的异常现象。据目前所知，没有其他彗星有这种情况。至少有一颗彗星回归了足够多的次数，并且也对其运动进行了足够仔细的计算，在这一点上得出了一个完全明确的结论，即法叶的周期性彗星，这是莫勒所研究的[3]。这颗彗星是在1843年发现的，以发现它的天文学家的名字命名。莫勒很快就发现它在一个椭圆轨道上运动，周期略超过七年。从那以后，莫勒在几次回归中观察到它，研究它的运动，目的是找出它的周期是否受到任何抵抗介质的影响。起初他认为有这样一种效果，他的一般结果与恩克得出的结果是同一种性质的。但是，在用第一次计算所提供的改进数据重复他的计算时，他发现结果是由于第一次计算的不完美造成的，而且彗星的平均运动没有任何变化的迹象。因此，似乎可以肯定的是，如果存在一种抵抗介质，它不会从太阳处延伸到足够远的距离，以影响到法叶彗星的轨道。但这个彗星的轨道完全位于火星轨道之外；因此，如果太阳被一个延伸到火星为止、后面就没有的大气层所包围，这个彗星就永远不会进入这个大气层。另一方面，恩克彗星在近日点时比水星离太阳更近，可能会在那里遇到抵抗介质，但这个介质没有延伸到火星轨道那么远。因此，我们必须采取两个结论中的一个：要么影响恩克彗星运动的原因不是抵抗介质；要么，如果是的话，它仅限于太阳附近。考虑到太阳不可能有任何大气可以延伸到如此远的距离，前一个结论应该被认为是更可能的选择。我们可以更容易地接受它，因为彗星通常显示出的与其计算轨道的偏离要比行星轨道的偏离大很多倍，因此不能在这些天体上期望得到理论和观测之间的确切一致。
下一个我们要引起读者注意的主题是彗星的物理结构。但是这个问题只能和另一个问题联系在一起讨论，乍一看，它似乎与另一个问题没有任何关系，尽管我们确实发现了一种奇怪的关系，它极大地改变了我们对彗星可能是什么的看法。我们指的是单个流星、流星雨和流星的现象，这些现象引起了我们接下来的注意。
如果我们在一个无云的夜晚仔细观察天空，我们会经常看到一个景象，那就是一颗恒星快速地穿过天空中的一个狭小空间，然后突然消失。一般在一小时内可以看到三四颗这样的流星。一般来说，它们只在一两秒钟内可见，但有时它们也会移动缓慢，可见时间就会变长。有时它们是如此灿烂以至于照亮了整个天空，因而它们被称为单个流星——这一术语同样适用于普通的流星。一般来说，它们一次只能看到一个，而且非常微小，很难引起注意。但在某些情况下，它们出现的数量足以使旁观者充满恐惧，觉得世界末日要到来了。中国人、阿拉伯人和其他历史学家向我们传递了许多关于这种流星雨的报道，这些流星雨是由爱德华·毕奥、奎特莱特、H.A.牛顿教授等的研究所揭示的。作为这些叙述的一个例子，我们给出了一位阿拉伯作家的一篇作品：
“599年，在莫哈伦的最后一天，群星飞来飞去，像一群蝗虫一样，这种现象持续到天亮，人们惊慌失措，向至高者祈求：还从来没有见过类似这样的场景，除了天神信使来的时候，愿天神赐福与平安。”
1799年11月12日晚，当时在安第斯山脉的洪堡和博普兰看到了一场非凡的流星雨。洪堡形容这场流星雨是在两点前开始的，流星从东、东北之间的地平线上升起，向南移动。由于没有继续观察足够长的时间，或者其他原因，他没有注意到流星运动的线条似乎都汇聚到了天空的同一点上，因此错过了发现这一现象的真正原因。
下一场大型流星雨是1833年在本国（美国）见到的。整个南部各州的黑人，像18世纪的阿拉伯人一样，都认为世界末日终于来临了。奥尔姆斯特德教授在纽黑文非常仔细地观察了这一现象，他对这一现象的成因提出了一个理论。虽然他的思想在许多方面都是错误的，但它们是向他人提出真正理论的手段。这时，这个流星雨的再次出现给了天文学家奥伯斯一个34年周期的想法，并使他预言了1867年流星雨的重现。在预测时间的前几年，耶鲁大学的牛顿教授接手了这个课题，我们对流星雨这个现象真正原因的了解在很大程度上要归功于他的研究。
流星现象又向另一个方向发展出了分支。正如我们所描述的，它们只出现在大气中更高、更稀薄的区域，远高于云层：从它们那里听不到声音，也没有任何能推断出物体性质的东西到达地球表面。但在极为罕见的情况下，极端明亮的流星出现时会伴随着一声如重炮的发射般的巨响；而在更为罕见的情况下，大量的金属或石头物质会落到地球上。这些陨石是哲学家们的难题。有时人们对现象本身的真实性持怀疑态度，怀疑者似乎更可能认为那些描述这种现象的人是错的，而不去相信那些沉重的金属块是从空中掉下的。当现实表明这些是毋庸置疑的时候，许多理论被提出来解释它们，其中最值得注意的解释是认为它们是从月球上的火山中抛出的。几个伟大的数学家研究了从月球投射的物体的运动问题，其结果是，这样一个物体除非以远超我们星球上所见的任何物体的速度投射，否则无法到达地球。
当化学家和矿物学家对陨石进行检验时，发现尽管它们不含新的化学元素，但这些元素的组合与地球上的任何物质都非常不同，因此它们一定起源于地球以外。此外，这些组合表现出某些陨石特有的特征，因此，矿物学家通过对一种物质的简单检查和分析，可以检测出它是陨石的一部分，尽管没有见到它坠落的过程。在地球的各个地方，人们发现了大量来自流星的物质，特别是在墨西哥北部，这里似乎曾在一些未知的时期落下大量的这种物体。
流星的成因——现在普遍承认，在各种可能的轨道上，天空中挤满了无数围绕着太阳运行的微小天体。当我们说拥挤时，我们用的是词的相对意义；它们的平均密度可能不会超过一百万立方英里中有一个，但是它们的总数超过了所有的计算。关于这一类的微小天体的性质，没有什么是确定已知的。但不管它们是什么，地球在绕着太阳运动时总是遇到它们。它们在通过我们大气层的上部区域时燃烧起来，而流星只是燃烧的光。我们将跟随牛顿教授把这些看不见的天体称为流星体。
在这个阶段可能要问的问题是：为什么这些天体会燃烧？尤其是，它们怎么能如此突然地燃烧起来，发出如此强烈的光线，在几百英里外都能看见？这些问题是研究者们的绊脚石，直到他们因热力学理论的发现而得到了清楚而结论性的回答。现在已经证实，热只是一种运动形式：热空气与冷空气的区别仅仅在于其分子的振动更为迅速，它简单地通过分子撞击使其他物体的分子振动起来，而将热传递给其他物体。因此，如果一个物体在空气中快速运动，即使空气本身是冷的，空气对它的影响也应该是加热它，就像热空气一样。威廉·汤姆森爵士（Sir William Thomson）通过实验证明了这一理论结果，他发现当物体以每秒125英尺的速度在空气中运动时，放置在快速运动物体前面的温度计上升了一华氏度。在较高的速度下，温度的升高与速度的平方成正比，即速度为每秒250英尺时升高4华氏度，速度为每秒500英尺时升高16华氏度，依此类推。这一结果与热力学理论完全一致。为了找到流星体在穿过大气层时所接触到的有效温度，我们将其速度（以英尺/秒为单位）除以125；商的平方将得出温度（以华氏度为单位）。
让我们把这一原理应用于流星体的情况。地球以每秒98 000英尺的速度在轨道上运动；如果它遇到一颗静止的流星体，我们的大气层就会以这个速度撞击它。根据我们给出的温度上升的规则，（98000÷125）2=7842=近似600,000华氏度。这是任何人工方法产生的温度的许多倍。如果像通常情况一样，流星体是在运动中与地球相遇，那么速度以及潜在的温度将会更高。我们知道，产生我们之前讲过的十一月流星雨的流星体，以每秒26英里的速度，以与地球几乎相反的方向移动，因此流星体与大气的相对速度为每秒44英里。根据我们给出的规则，这个速度对应的温度在三百万到四百万华氏度之间。我们不是说流星体实际上被加热到这个温度，而是说，空气对它们的作用就好像它被加热到上面提到的温度一样；也就是说，空气在不到一秒钟的时间内燃烧或挥发它们，伴随着光和热的巨大演化，就像是一个被加热到三百万华氏度的加热炉一样。这个物体完全没有必要是可燃的；普通燃烧的光和热与这样一个温度对已知最硬的物体所造成的爆燃相比根本算不上什么。以天体运动的速度撞击大气层的几粒铂或铁所产生的光和热，可能会与燃烧一品脱煤油或几磅火药所发出的光和热一样多；当整个过程在一秒钟内结束时，我们可以想象产生的这个光有多强烈。
陨石、单个流星、流星和流星雨的各种现象完全取决于产生它们的流星体的数量和性质。如果这些天体中有一个体积大而坚固、能够穿过大气层到达地球而不被潜在的热量破坏，那么我们就有了一块陨石。由于这个通过的过程只占用几秒钟，热量没有时间深入到天体内部太多，而是在熔化和挥发其外部部分时消耗了自己。当天体第一次撞击到大气中密度更大的部分时，阻力变得如此之大，以至于陨石经常被剧烈地破坏，裂成碎片，看起来它似乎要爆炸。接下来的爆轰给爆炸的概念增添了更多的色彩，因此爆炸经常被认为是事实，也被认为是爆轰的原因。实际上，有充分的理由相信这两种现象都是由于天体以每秒10、20或30英里的速度撞击空气而造成的。
另一方面，如果流星体太小或太易熔，以至于消散在大气层的上部区域，我们就会看到一颗普通的流星，或者亮度或大或小的一个单体流星。要不时地进行非常仔细地观察，以便在这些天体出现和消失时发现它们在地球上的高度。海军天文台在1867年11月13日的流星雨发生之际进行了这种尝试，当时哈克内斯教授被派往里士满，以绘制从那一点所看到的更明亮的流星雨的路径。通过将这些路径与华盛顿绘制的路径进行比较，确定了这些天体的视差以及海拔高度。流星疾驰而过，闪电般的速度使我们无法精确地观测到它们；但总的结果是，它们最初是在平均75英里的高度上被首次观测到，然后在55英里的高度处消失了。没有确凿的证据表明流星都是从100英里以上的高度开始的。值得注意的是，这几乎相当于有史以来明确观测到的最明亮流星的最高高度。这些现象似乎表明，我们的大气层，不像我们以前想象中那样，要45英里的高度处终止，而是实际延伸到100到110英里的高度处。
我们在每一个晴朗的夜晚都能看到的普通的流星，它们向各个方向移动，从而表明它们的轨道位于所有可能的位置，并且看起来完全是随机散布的。但这种情况与引起流星雨的流星体是完全不同的。在流星雨里，有一大群这样的天体，它们都沿平行线朝着同一方向移动。如果我们在天球上标记出流星雨中落下的流星的视路径，或者如果我们假设把它们标记在天球上，然后让它们向后倒退，我们会发现它们都在天空中同一个点相聚。这个点被称为辐射点。无论观察者位于何处，它总是出现在同一个位置，并不参与地球的周日运动；也就是说，当这些恒星似乎在它们的周日进程中向西方移动时，辐射点也随之移动。所讨论的这个点纯粹是透视效果，是流星真正移动的平行线的“消失点”。这些线条在空间中并不出现在其真实的方向上，而是被视为投射在天球上。通过在无风时向上观看降雪这个画面，可以很好地说明所讨论的效果。直接落向观察者的雪花看起来一点也没有移动，而周围的雪花似乎在各个侧面都与这些雪花分离开来。流星雨也是如此。一颗直冲观察者而来的流星似乎根本就没移动，它标志着所有其他流星似乎都从中发散开来的辐射点。确定辐射点的重要意义在于它标志着流星相对于地球的运动方向，从而为确定它们的轨道提供一些数据。
图68：流星轨迹，说明了辐射点。
[1] 这个表格是二手资料，主要来自阿拉戈（Arago）（《大众天文学》，第十七册，第十五章）。阿拉戈提到18世纪只有8颗可见的彗星。我认为克莱恩给出的36这个数字更有可能些。
[2] 就在流星雨过后，马德拉斯的博格森先生获得了一个物体的观测数据，据推测，这个物体可能是这颗彗星的碎片。但是这个物体比计算出的彗星位置晚了两个月，所以天文学家从未承认这两个物体的身份。
[3] 瑞典隆德天文台台长阿克塞尔·莫勒教授。
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