혜성은 이심율이 0.96보다 작은 것이 16%이고 이심율이 0.96에서 1.004인것이84%정도이다.2-200년사이의주기를 가진것을 단주기혜성이라고 하고 그이상의 것을 장주기 혜성이라고 한다.
혜성이 태양에 가까이 접근하면 태양이 내는 빛과 태양풍의 영향으로 말미암아 꼬리를 만든다. 이꼬리는 항상 태양의 반대쪽을 향하고있다. 이꼬리는 혜성을 이루는 물질의 속에 포함된 가스들또는 먼지들이 분출된 것으로 오랜세월이 흘러 여러차례 태양을 맴돌다 보면 결국 가스도 먼지도 고갈되어 혜성의 꼬리는 더 이상 생길수 없게 된다. 따라서, 수백회 태양을 통과 하면 혜성으로서의 수명을 다하는 셈이되어서 100년 정도의 주기를 가진 혜성의 경우 불과 몇만년 정도의 수명을 가지는 데 태양계의 나이(46억년)에 비하면 아주 짧은 수명을 가진다고 볼수 있다. 그러나 혜성이 매년 평균 5개정도 발견된다는 사실은 혜성이 줄어가는 만큼이나 어디에서인가 새로운 혜성이 계속공급된다는 것을 의미한다. 그러면 어디에서 혜성은 오는 것일까?
1950년 경 네덜란드의 오르트는 혜성의 고향으로서, 특히 그주기가 200년보다 긴 장주기 혜성들을 설명하기 위해 태양계를 둘러싸는 반경이 약100000-200000AU(이거리는 후에약50000AU까지줄었다.)에서 혜성이 천억개정도가 포함된 오르트 구름을 예견했다. 이구름속에 속해있던 혜성이 중력적인 섭동을 받아 태양쪽으로 끌려들어 오면서 목성, 토성등의 큰행성의 중력의 영향으로 태양계에서 이탈하거나 주기가 차차짧아져서 수천년 주기정도의 장주기 형 혜성이 된다. 그 궤도가 태양계의 회전 방향인지 혹은 그역방향인지는 거의 반반이다.
그러나, 혜성에는 단주기 혜성이 있어 이것들의 궤도운동은 오르트구름 모델로는 설명되지 않는 문제점이 있다. 단주기 혜성들은 주기가 200년보다 짧고 거의 대부분 태양계의 공전 방향으로 운동하며 태양계의 공전면에 대해서 궤도의 경사각이 평균15-20도 정도인것으로 말미암아 태양계의 전체적인 궤도운동을 따라가고 있다고 볼수있다. 그리고 어떤면에서는 이런 단주기 혜성들의 운동이란 오르트구름대에서 나타난 장주기혜성들이 오랜기간 행성들이 미치는 충격이나 역방향으로 회전할때 혜성에게 걸리는 끌림효과가 누적된 결과라고 생각 할수 있을 것이다. 그러나 계산결과에의하면 장주기혜성의 궤도경사가 큰행성들과의 상호작용으로 조금씩 바뀌어그 분포가 점차 변화하지만 전체적으로 이 경사각의 분포는 초기분포와 다를 바가 없다는 것이다. 따라서 장주기 혜성들이 오랜시간후 단주기 혜성이 된다는 생각은 불합리 한것이라고 할수있다. 그럼 단주기 혜성은 어디에서 생겨나는 것일까?
1951년경 쿠이퍼는 단주기 혜성들은 태양계가 형성될때 이미 태양계의 공전면으로 납짝하게 형성된 어떤 다른 혜성의 구름에서 출연할것이라고 제안하였다. 이 가상적은 그름은 쿠이퍼 벨트라고 하는데 실제 쿠이퍼는 원시 태양계가 형성될때 납작해진 원반 상의 물질의 분포는거리 제곱에 반비례함을 보일수 있였는 데 실제 관측되는 행성, 소행성등의 자료에 의하면 거리제곱에 비례하는것보다 더 급격한 변화를 보이므로 결국 해왕성보다 먼 지역에 어떤 물질의 분포를 예견할수 있었다. 당시 그리고 최근까지도 전혀 관측되지 않았던 쿠이퍼벨트는 대략 50-500AU정도의 반경에 분포되어 있으리라고 추정되었고 이런 벨트의 존재는 물론 관측으로 증명되어 있지 않지만 가까운 별의 주위에 있을수 있는 Accretion disc의 존재 여부로서 미루워 짐작 할수 있다.
혜성은 핵과 코마, 꼬리로 이루어졌는데 핵은 대부분2-5km정도이고 가끔 더러운 눈덩리라고 부리운다. 코마는 태양으로부터 3AU정도 인지점부터 나타나는데 구성성분은 이산화탄소, 일산화탄소, 메탄, 암모니아등이다. 꼬리는 이온꼬리와 먼지꼬리로 이루어지는데 이온꼬리는 태양에 가까와짐에따라 핵으로부터증발하는 가스가 태양풍의 전하를 띤입자들과 반응하여 나타나고 푸른색을 띤다. 그리고 먼지 꼬리는 노란색을 띠고 이꼬리의 입자들보다 무겁기때문에 황도면으로 기울어니다. 꼬리는 항상 태양풍으로 말미암아 태양과 반대쪽에 위치한다. 최근 대표적인 혜성으로는 하쿠다케와 헤일-밥혜성이 있다.