彗星光谱的研究可分为 3 个时期。第一时期是 1864 年 1881 年，是用肉眼进行目视光谱观测。 1864 年 8 月 5 日，多纳提第一次观测彗星光谱，发现顿珀尔彗星（ 1864 Ⅱ）有 3 条亮谱带。 1866 年 1 月 9 日哈根斯在彗星光谱中不仅看到同样 3 条光谱带，而且还看到暗的连续光谱。这 3 条亮谱带在以后的彗星光谱中也被看到，根据分子光谱理论和实验，它们是 C 2 分子所产生的。

第二时期是彗星光谱的照相观测。 1881 年 6 月 24 日哈金斯第一次用刚开始使用的照相底片拍摄下 1881 Ⅲ大彗星的光谱。几天后德雷珀也拍摄了这颗彗星的光谱。结果在光谱紫外区发现了氰（ CN ）分子亮谱带，还证实了光谱目视测到的暗的连续光谱，实际上就是彗星反射的太阳光谱（有吸收线）。此时期还在 1881 Ⅲ、 1881 Ⅳ、 1882 Ⅰ、 1882 Ⅱ四颗很接近太阳的彗星光谱中发现了钠的两条黄色亮谱线，这两条谱线相对于实验室的钠谱线有位移，而位移是由于彗星相对地球的运动造成的，这在物理学中称为多普勒效应。如一辆汽车，它接近你时，喇叭的声调听起来会变高，它远离你时，喇叭的音调会变低。彗星相对地球的运动，也改变光谱线的“音调”，造成谱线位移。从谱线位移的大小也可计算出彗星在观测方向的“视向速度”。在 188211 彗星过近日点时，有人还发现它的光谱中有几条铁的谱线。

第三时期从 1902 年开始。在 1902 年 10 月 34 日，普吕维内首先使用短焦距强光力的物端棱镜拍摄下 1902 Ⅲ彗星的光谱。由于不用摄谱仪狭缝，物端棱镜可同时拍下整个彗星的各种单色像及较暗的彗星光谱。发现光谱形态、亮谱带的相对强度随彗星而不同，并且随距太阳的远近有很大变化。例如，彗星快到近日点时，氰（ CN ）的亮谱带比 C 2 的亮谱带还亮些。还发现彗星的不同部位有不同的分子辐射。例如，彗头有氰和碳分子，而彗尾没有这两种分子但有一氧化碳离子（ CO+ ）和氮分子离子（ N 2 + ）。