彗星形态的变化与它的物理构造和化学组成有关，可分彗头、彗发、彗尾及其精细结构观测几部分，观测结果有助于了解彗星的动态变化，分析其物理条件。

彗头大小的观测

实际上是彗发外径的测量。如果彗发呈椭圆状，就要同时量出其长轴和短轴来；如果呈圆斑形，就是直径的测量。为了测定有视面天体的角直径，通常首先要测量望远镜视场的角直径。对于一定放大倍数的目镜其视场直径约为， 30 ° / 放大率，这是一个近似的经验公式。实际测量也是容易的：选择赤道附近的一颗星，它从视场中心穿过这台固定望远镜的目镜共用去 t 秒，则视场直径 d 为 ：d =1/4 × t^8 （弧分），对于赤纬为δ的星，上式可表达的 d （弧分） =1/4 × t （秒）× cos δ。知道整个视场的直径，再估计该彗发外径占整个视场的十分之几，就求得彗头的视角直径了。

若嫌估计不可靠，还可以采用换算法。就是让彗星先退出视场，等待周日视运动使彗星再次从视场中心的边缘出现在目镜中起开始计时，直到在目镜中看到整个彗发，设这段时间为 t 秒，由 d=1/4 × tcos δ可算出彗头的角直径 d 来，单位是弧分。自然，当彗发因周日视运动已经有一边缘与视场边缘相切时起算，计量到彗发离开视场，用出离视场的时间 t （秒）也能用上式计算。

以上观测对于装有十字丝的目镜更为方便，能大大减少估计误差，如果再装有动丝测微器，那就更为准确了，因为和动丝相连的测微鼓轮上有刻度，鼓轮上一小格相当于天空多少弧分的数值叫做螺旋周值，它右以精确测量。设视场中同时可见的两颗星其位置分别为 a 1 、δ 1 和 a 2 、δ 2 ，则两星的角距离 S 可用下式算出：

δ =cos^[sin δ 1 sin δ 2 +cos δ 2 cos （ a 1 -a 2 ） ] 让两星恰在横丝上，转动 s=cos 测微轮使动丝对准第一颗星，设鼓轮读数为 a 1 ，动丝对准第二颗星的鼓轮读数为 a 2 ，则 a 1 与 a 2 的差值就相应天空 s 弧分从而可以计算出螺旋周值 s/a 1 -a 2 。只要测量彗发外径动丝两次相切的读数，乘以螺旋周值就是要求的彗星角直径。

慧发凝结度的观测

彗发凝结度指彗发亮度不均匀性的数值表示，即亮度随距离彗核中心而变化的程度。可用 10 个等级表示，其中 0 级表示彗发由里到外亮度均匀； 9 级表示整个彗发如同星点，其余级数在均匀视面和点光源之间内插。

实际观测时，不仅可按上述标度标出彗发凝结度，而且要用不同放大倍数的目镜反复观测，作出详细文字说明，在特别清晰的情况下，还应用绘图法，将看清的彗发内部结构勾画出来。例如中心凝聚物的大小、数目、外观特征，凝聚物在彗发内的分布位置；核是否有喷流射出或者伸出光带；向日面有无发光包层，包层向后延伸情况。画图时将望远镜视场中央对准彗核，仔细描绘彗头内看到的细节。这项观测特别要有耐性，等待大气宁静的瞬间能看清平常为大气湍动破坏的画面。在图上要标出视场中的东西方向，注明绘图时望远镜视场的大小。由于画面是整个视场，图上画的包层大小、包层顶部与彗核中心的距离，都要依据视场比例画出，从而可估计出它们的大小来。描绘时特别注意包层顶端与彗核中心联线方向的延伸和通过彗核中心垂直中心联线到包层两端半通径的大小，尽可能比例正确。

在观测暗弱天体时，常常不可避免地有先人之见的影响，为了消除主观印象的渗入，最好由几个人在事前不看别人描绘结果的情况下分别观测，先观测完的人不要主动向他人讲述自己的印象，保持各自观测的客观性。

彗尾观测

太大的放大率显然会使彗尾消逝在背景天光之中，因此观测彗尾可使用双筒望远镜，甚至裸眼观测，在眼睛适应黑暗环境的条件下，可看清彗尾延伸长度？是否弯曲？是一条还是数条？可以将观测结果，画在拓描的星图上，可以看出彗尾的指向。