Cometele au retinut atentia omului inca din cele mai vechi timpuri, prezentandu-se ca niste corpuri ceresti care isi schimba continuu pozitia si forma. Pana in secolul al XVI-lea majoritatea astronomilor considerau cometele ca fiind fenomene atmosferice. In anul 1577 Tycho Brahe a demonstrat ca acestea sunt fenomene extraatmosferice. Astfel, pe baza observatiilor efectuate simultan la Copenhaga si Praga asupra cometeicare a aparut in acelasi an, el a aratat ca respectiva cometa ocupa aceeasi pozitie fata de stele din ambele locuri de observatie, de unde deduce ca aceasta trebuie sa fie mult mai departe decat Luna!

1. Miscarea cometelor. Astronomul englez Halley (1705) a explicat miscarea cometelor pe baza legii atractiei universale a lui Newton. El a determinat orbitele (heliocentrice) pentru 24 de comete stralucitoare, constatand ca orbitele din anii 1531, 1607 si 1682 se aseamana, de unde a tras concluzia ca era vorba de una si aceeasi cometa, care se misca in jurul Soarelui pe o elipsa foarte alungita cu o perioada de circa 76 de ani. El a prezis ca in 1758 cometa va reapare, fapt ce s-a confirnat (dupa moartea sa), de aceea aceasta cometa (una dintre cele mai stralucitoare) a primit numele de cometa Halley. Ultima trecere la periheliu a  acestei comete a avut loc in 1986, iar urmatoarea trecere va fi cea din 2062.

- Comete cvasiparabolice. Se numesc cvasiparabolice cometele ale caror orbite au excentritati cuprinse intre 0,99 si 1,01. Circa 500 de comete au asemenea orbite, de exemplu cometa Ikeya-Seki. O cometa cu excentritatea orbitei e  = 0,999 siperiheliul situat la distanta de o unitate astronomica de Soare va avea semiaxa mare de 1000 unitati astronomica si perioada de revolutie de 32.000 ani. La asemenea comete, in cursul civilizatiei umane, s-a putut observa (eventual) o singura trecere la periheliu. Pentru valori e mai apropiate de 1, perioadele de revolutie ating milioane de ani, cometele respective indepartandu-se de Soare pana la doistante comparabile cu distantele stelare. Evident, pentru e>1 cometele parasesc sistemul solar pe orbitele parabolice sau hiperbolice (comete aperiodice).

Cometele (cu orbite) cvasiparabolice au planele orbitelor orientate la intamplare (diferitele valori ale inclinarii orbitei pe eliptica, i, sunt la fel de probabile), spre deosebire de orbitele planetare care se gasesc in plane apropiate de palnul elipticii (unghiul de inclinare i este mic). Acest fapt, ca si valorile mari ale semiaxelor orbitelor, pentru cometele cu orbite eliptice foarte alungite, arata ca ele provin dintr-un nor sferic ce inconjoara Sistemul Solar, care se intinde pana la zeci si (poate) sute de mii de unitati astronomice. Raza norului de nuclee cometare (ipoteza lui Oort) se estimeaza a fi de ordinul parsec. In acest nor nucleele cometare au orbite cvasicirculare fata de soare si numai datorita unor perturbatii isi modifica orbita si intra in Sistemul Solar, dand nastere fenomenului cometar.

- Cometele periodice. Se numesc periodice cometele care au fost observate cel putin de doua ori trecand la periheliu. Se cunosc circa 100 asemenea comete (cu perioada de revolutie sub 200 de ani). Ca si planetele, cometele periodice au planele orbitelor apropiate de planul elipticii.

Se considera ca initial, la intrarea in Sistemul Solar, toate cometele au orbite cvasiparabolice, mai exact elipse foarte alungite. Datorita perturbatiilor exercitate de planete si in primul rand de planeta Jupiter, orbitele lor se modifica, devenind fie periodice cu perioada relativ scurta, fie strict aperiodice (cu e>1), parasind Sistemul Solar.

O caracteristica a miscarii cometelor este faptul ca (datorita maselor lor mici) aceasta este afectata de numeroase perturbatii negravitationale, cauzate de: forta reactiva datorita variatoiei masei, presiunea luminii, rezistenta mediului interplanetar etc.

In prezent se descopera anual, in medie, cate cinci comete noi. O cometa nou descoperita primeste o denumire provizorie care cuprinde numele descoperitorului, anul descoperirii si o litera mica indicand ordinea cronologica a descoperirii in anul respectiv. Mai tarziu, dupa calculul orbitei cometei, aceasta primeste o denumire definitiva care cuprinde anul trecerii la periheliu si o cifra romana care indica ordinea trecerii la periheliu (fata de alte comete cu trecerea in acelasi an). Astfel, cometa descoperita la 8 noiembrie 1956 de catre Arend si Roland a primit denumirea definitiva: cometa 1957 III (a treia cometa care atrecut prin periheliu in anul 1957).

Printre cometele cu perioada scurta (3-10 ani) se distinge "familia lui Jupiter", care cuprinde un grup mare de comete, avand afeliile la fel de indepartate de Soare ca si orbita planetei Jupiter. Se considera ca aceasta familie s-a format prin capturarea unor comete cvasiparabolice.

2. Evolutia fenomenului cometar. La intrarea in sistemul solar, o cometa cvasiparabolica se prezinta ca un nucleu (solid) cu diametrul de 1-30km, avand o masa de ordinul 10^-9 mase terestre.Materia sa (apa, metan, bioxid de carbon etc.) este inghetata, prezentandu-se ca un conglomerat de gheata, granule metalice, praf etc. Cat timp acest nucleu este la o distanta suficient de mare de Soare pentru a ramane inghetat, el nu este observat de pe Pamant.

Cand nucleul cometar ajunge la o distanta de 2-3 unitati astronomice de Soare substanta se sublimeaza, gazele emanate antrenand cu ele particule de praf si formand un invelis de gaze si praf in jurul nucleului, numit coama cometei. Cometa devine observabila ca un obiect ceresc nebular (un corp cu aspect stelar - nucleul, inconjurat de o mica nebuloasa - invelisul de gaze si praf, numit coama). Diametrul coamei poate atinge 50.000-100.000km (dimensiuni comparabile cu cele ale planetei Jupiter).

Pe masura ce cometa se apropie de Soare procesul de eliberare a gazelor din nucleu se accelereaza. Vantul solar (particule din plasma solara expulzate in spatiu cu viteze de ordinul a 500km/s) si presiunea radiatiei electromagnetice solare imping gazele emanate spre partea nucleului opusa Soarelui, formandu-se astfel coada cometei. Stralucirea cometei creste, atat datorita radiatiei reflectate cat si excitarii gazelor emanate. Din capul cometei (nucleul - partea cea mai stralucitoare a cometei - si coama) se desfasoara, in partea opusa Soarelui, coada cometei, avand aspectul unei formatiuni gazoase, aproximativ conice. Coada atinge dimensiuni de ordinul a 10⁸km, ceea ce inseamna ca densitatea gazelor care o formeaza este forte mica. (la unele comete cozile ating cateva unitati astronomice). Stralucirea cometei si dimensiunile cozii sunt maxime in momentul trecerii cometei prin periheliul orbitei sale. Dupa acest moment toate procesele descrise se desfasoara in sens invers: stralucirea scade, coada se restrange, gazele revin (partial) pe nucleu si la iesirea din Sistemul Solar cometa se reduce la nucleul sau inghetat.

Savantul rus Bredihin a dat o clasificare a cozilor cometare dupa raportul dintre fortele de repulsie (vantul solar, presiunea luminii) si cele de atractie care actioneaza asupra lor, raport care determina forma acestor cozi.

Determinarea maselor cometare este dificila deoarece sunt foarte mici si chiar la trecerile apropiate de planete, cometele nu produc perturbatii sensibile in miscarea acestora. Cercetarile arata ca limita superioara a maselor cometare este 10^-4 mase terestre, aceste mase putand fi cu cateva ordine mai mici (adica de ordine de marime in jur de 10^-9 mase terestre).

Coama si coada cometei reprezinta o atmosfera gazoara foarte rarefiata, cu o concentratie moleculara de 10⁵-10¹⁰/cm³ (limita inferioara corespunde cozii).

Deoarece masele cometare sunt mici, o eventuala intalnire a unei comete cu Pamantul n-ar avea practic nici o consecinta asupra acestuia. O eventuala trecere a Pamantului prin coada unei comete n-ar avea alta consecinta decat o crestere usoara (temporara) a stralucirii cerului nocturn. O ciocnire a Pamantului cu nucleul cometei ar produce o puternica "ploaie meteoritica".

Observatiile efectuate asupra cometelor periodice au aratat ca acestea sunt supuse unui proces de dezagregare rapida. Stralucirea cometelor cu perioada scurta scade cu timpul si in unele cazuri procesul de dezagregare s-a observat aproape direct. Acesta este cazul cometei Biela, descoperita in anul 1772 si observata in anii 1815, 1826 si 1932. Cand a fost revazuta in anul 1845 s-a constatat ca dimensiunile ei sunt marite, iar in ianuarie 1846 astronomii au fost uimiti observand doua comete in loc de una. Calculandu-se miscarea lor relativa s-a dedus ca procesul de despicare in doua avusese loc cu un an mai inainte, dar cat timp componentele erau apropiate creeau impresia unei singure comete. Cometa Biela  mai fost observata si la trecerea urmatoare prin periheliu, cand una din componente era mult mai slaba decat cealalta dupa care n-a mai fost revazuta. La o trecere ulterioara, pe orbita corespunzatoare cometei Biela a aparut o ploaie meteoritica, ceea ce dovedea ca fosta cometa Biela s-a dezagregat complet in materie meteoritica. In mod analog se explica si disparitia cometelor Taylor, Pajdusacova, despicarea cometei Ikeya-Seki etc.

O cometa remarcabila in secolul XX a fost cometa Kohoutek. In anul 1943, profesorul roman V.Daimaca a descoperit doua comete care-i poarta numele.