태양계의 초기 물질을 함유하고 있어서 주목받는 혜성은 20세기 후반부터 크게 발달한 분광학의 영향을 받아 구성성분들이 자세히 밝혀지고 있다. 구성성분을 알아내기 위해서는 고분산 분광관측이 필수적인데 고분산 분광관측이 가능한 혜성의 수는 밝고 큰 것으로 극히 한정된다. 지상의 대형 망원경이나 우주선의 탐사장비로 고분산 분광관측을 한 후 가시광선 영역에서만 해도 수천 개가 넘는 방출선들을 분리해내고 방출선 각각에 관한 파장과 세기를 지상의 실험값이나 관측값 등을 이용해 증명해서 원인물질과 그것의 양을 계산하여야 한다. 그러나 분리해낸 방출선 중에서 10퍼센트가 넘는 수백 개의 방출선이 발생원인이 되는 물질조차 밝혀지지 않아서 미확인 방출선으로 남아있다.
혜성은 태양계가 형성되고 남은 잔해물로서 태양계를 둘러싸고 있는 오르트 구름(Oort Cloud)라고 불리는 태양으로부터 매우 멀리 떨어져 있는 곳에서 발생하는 것으로 여겨지고 있다. 성간 먼지들로 이루어진 이 구름들의 주성분은 수소와 헬륨이며, 구름 안의 약 1조 개의 혜성 핵이 있고, 총질량은 목성 정도의 질량이 되지 않을까 생각하고 있다. 오르트 구름 속의 혜성 핵이 지나가는 별이나 행성, 다른 혜성의 섭동에 의해서 태양 쪽으로 떨어져 나온 것이 바로 혜성이다. 또 해왕성 밖 즉 30~100AU 거리에 있는 행성 형성의 잔재인 얼음 핵을 갖는 수천만 개의 천체들이 있을 것으로 추정되는 카이퍼 벨트(Kuiper Belt)는 단주기 혜성의 고향으로 생각되고 있다.
혜성의 출현은 고대부터 근대까지 재앙의 상징으로 여겨져 왔다. 그것은 시계처럼 잘 조직되어 돌아가는 우주의 운행에서 예상할 수 없는 변화이기 때문이었다. 그러나 1970년대 사운딩 로켓과 비행선망원경을 이용한 자외선 관측에서 강한 HI Ly- 와 3085A에서 관측된 OH 선으로 프레드 휘플 (Fred Whipple)의 '더러운 눈덩어리 모델 (dirty-snowball cometary model)'이 받아들여진 후 혜성은 태양계 초기 물질의 운반자로서 각광을 받고 있다.
혜성은 핵(Nucleus), 코마(Coma), 꼬리(Tails)로 구성되어 있다. 혜성의 핵은 암석 물질, 먼지 그리고 얼음으로 구성되어 있고 크기는 수킬로에서 수십 킬로에 달하는 크기이다. 코마는 혜성의 대기라고 할 수 있는데 혜성이 태양의 거리가 3AU 정도까지 접근하게 되면, 태양으로부터 나오는 복사열에 의해 혜성의 바깥층을 이루고 있는 얼음 덩어리들이 증발하여 형성된다. 그리고 혜성의 코마 물질들은 태양풍에 의해 꼬리가 만들어지는데 꼬리는 크게 먼지 꼬리(Dust Tail)와 이온 꼬리(Ion Tail)로 이루어져 있다. 먼지 꼬리는 혜성이 움직이는 반대방향으로 나타나고 이온 꼬리는 태양풍에 의해 태양과 반대방향으로 나타나는 것이 특징이다. 혜성의 코마의 크기는 핵에 비해 매우 커서 태양보다 클 수 있으며, 꼬리도 매우 길어서 1AU(약 1억 5000만 Km) 또는 더 멀리까지 뻗어 나간다. 먼지 꼬리는 태양빛을 직접 산란하며, 이온 꼬리는 이온화 과정에 의해 빛이 난다.
혜성은 태양계가 형성되고 남은 잔해물로 만들어진 것이기 때문에 많은 천문학자들은 혜성이 태양계 초기물질을 가지고 있다고 생각한다. 따라서 혜성 연구의 목적은 태양계 생성 원인의 규명이라 할 수 있다. 혜성의 구성 성분을 연구하기 위해서는 분광 관측을 활용할 수 있다. 혜성의 구성 성분을 알기 위해서는 분광학이란 방법을 가장 많이 쓰고 있는데, 분광학은 원자, 분자, 이온들에서 발생하는 각기 다른 파장과 세기를 가진 빛의 흡수, 방출 원리와 특성을 이해하는데 매우 중요하다. 직접적인 탐사가 어려운 천문학의 특성상 멀리서 오는 빛의 정보만 가지고 천체의 물리, 화학적 특성을 이해하는 데는 분광학이 아주 유용하고 강력하다.
20세기 초 부터 시작된 현대 물리학의 급속한 발전은 분광학의 핵심인 원자, 분자, 이온들에서 발생하는 각기 다른 파장과 세기를 가진 빛의 흡수, 방출 원리와 특성을 이해하는데 매우 중요하다. 사실상 실험이 불가능하며 직접적인 탐사가 어려운 천문학의 특성상 멀리서 오는 빛의 정보만을 가지고 천체의 물리, 화학적 특성을 이해하고 우주의 원리를 밝혀내는 데는 분광학이 아주 유용하고 강력하며 지난 수 백 년간 천문학의 발전에 크게 이바지하였다. 분광선의 분석에는 원인물질을 알아내는 정성적 분석과 그 강도를 계산하는 정량적인 분석이 있다. 우선 정성적인 분석은 물질의 고유 파장을 이용해서 밝혀내는 것이므로 지상의 실험값과 미확인 분광선 주위에 있는 확인된 분광선을 이용하여 파장을 짐작할 수 있다. 그러나 정량적인 분석은 분자들의 들뜸 (excitation) 및 들뜸 해소 (de-excitation)를 포함한 복사 전달까지 계산하는 것이 필요하지만 이러한 과정은 훨씬 많은 양의 관측 값과 지상 실험값이 필요하고 실제값과 계산된 모델과 비교분석을 해야 하나 아직까지는 실제 관측 값과의 오차가 크다.