两位美国业余天文学爱好者海尔和波普，于 1995 年 7 月 23 日在观测人马座的 M70 球状星团时，分别发现了一个模糊的雾状天体。后来证实他们看到的是同一颗彗星，并被命名为“海尔 – 波普彗星”。彗星的亮度使他们十分惊讶，还远在 10 亿千米之外时，即比木星离太阳更远时，视星等就达到 u 等，而 80 年代初赫赫有名的哈雷彗星在如此距离的时候，亮度只及海尔 – 波普彗星的千分之一。
自从海尔（ AlamHale ）和波普（ ThomasBopp ）发现这颗彗星以来，国际、国内掀起了观测海尔 – 波普彗星的热潮。 1997 年 4 月 2 日左右海尔 – 波普彗星将通过近日点，这时离地球最近，约为 1.3 天文单位。届时它的亮度有可能达到 -1.7 等，拖着长长的彗尾，雄伟壮观。有人预计它可能是本世纪最亮、彗尾最长的“世纪彗星”。根据轨道根数的计算它绕太阳运动的周期为 3000 余年，也就是说 3000 年它才光顾地球一次，真可谓是千载难逢的稀客。我们天文工作者和天文爱好者莫要错过这次“天赐良机”，应积极开展对海尔 – 波普彗星的观测。
自发现海尔·波普彗星后，世界各地的观测捷报不断通过 Intemet 网传来，国际上对此彗星的空间和地面观测已有成果。我国北京天文台用 2.16 米望远镜和施米特望远镜附加 CCD （电荷耦合器件）照相机已获得了海尔 – 波普的 CCD 图像及光谱资料。上海天文台用 1.56 米望远镜附加 CCD 像机也已获得 CCD 图像并发现了喷流现象。
1997 年 2 月中旬～ 4 月底是观测海尔 – 波普彗星的有利时机，地球的北半球的高、中纬度地区是观测它有利的地方。 2 月 15 日黎明前夕它出现在东北方向，处在天空狐狸座（α =20h21m.1 ，δ =23 ° 23′ ）。 3 月上旬它依然是黎明前夕的“晨星”，届时它的地平高度在 20 度左右，地理纬度高的地方看到的彗星的地平高度就越高。到了 3 月下旬～ 4 月底（ 4 月 1 日它穿过仙女座，α =1h48m.4 ，δ =44 ° 29′ 处）彗星出现在黄昏时西北到西北偏西的天空中，成为“昏星”。不论它是“晨星”或是“昏星”，每次的观测期间都较短，观测要计划好，谋略在先，才能稳操胜券。
观测彗星对研究太阳系的演化；彗星的结构和化学组成及其内的等离子喷流都有重要的意义。根据天体演化的研究，我们知道彗星和太阳系一起是从旋转的气体和尘埃云中诞生，由不断的凝聚、相互作用逐渐形成的。空间探测证明了惠普尔的“脏雪球”模型，即彗核中由尘埃和冰物质构成许多含尘埃的小冰柱物。当它离太阳近时，使彗核表面的“冰”升华为气体，形成彗星的大气层，大气电离后又形成电离层。在太阳的光辐射压的作用下升华，带出的尘埃形成弯曲的尘埃彗尾（Ⅰ型彗尾），而升华的电离气体，在太阳风的作用下会形成一条长而直的电离气体，在太阳风的作用下会形成一条长而直的电离气体彗尾（Ⅱ型彗星）。从彗核到彗尾其亮度不是均匀的，常发现有一束束的喷流，它是速度相对快，较亮的等离子体流。通过观狈 0 我们可以细致地研究海尔 – 波普彗星的彗核、彗尾形态及其变化，求等强度区线、色指数及其变化，研究等离子体喷流的方向和强度等。通过光谱观测，可以分析其化学组成和喷流的视向速度等。
观狈 g 方法要依据观测的目标和所拥有的天文观测仪器系统来决定。天文观测仪器系统包括望远镜、辐射分析器（如照相机、光电光度计、光谱仪）与探测器（如照相底片、光电倍增管、电荷耦合器件（ CCD ）等）。观测的方法也就因仪器的系统不同而异。主要有以下几种： 1. 目视观测（观察其亮度、形态和它所在的天空位置； 2. 照相测光和成像观测； 3. 光电观测（如对彗核和彗尾（局部）的亮度进行测光； 4.CC 的成像观测。自然是采用对彗星进行 CCD 成像观测最好，可以用计算机进行实时处理。这里就照像测光中的底片定标和大气消光改正问题谈一谈。
由于底片是非线性的，不同乳胶均有不同特性，所以——定要测定底片的特性曲线，通过定标曲线才能把测定的镀片密度归化为强度。底片的定标曲线可以通过拍照和测量——批已知星等的标准星，以其视星等值为横坐标，以所测的密度为纵坐标绘出底片的定标曲线，在观测彗星时往往没有足够多甚至没有——颗适用的标准星，则可在有。足够多的已知标准星的其他天区拍第 2 张底片。也可利用定标灯（包括不同亮度级）或用一均匀光源光照射——阶梯减光板预先对所有底片的一角露光。注意拍照彗星的照片要和定标片取白同一张（卷）底片，并放在一起显影、定影处理。
彗星的细致暗弱结构可通过对扣得的底片作接触复制技术来增强图像。在复制曝光时原件和复制件乳胶要压得非常紧。采用Ⅲ a 型乳胶，在漫射光照射下作高反差复制可以得到显著效果。
观测资料应当做地球大气的消光改正，最好利用光电光度计同时观测彗星天区附近的标准星求得大气主消光系数 A 。设大气内测的视星等为 m ′，大气外星等为 m 则有 m=m ′ -kF （ z ），式中的 F （ z ）为大气质量，它与天体的天顶距 z 有如下关系：
F （ z ） =secz-0.0018167 （ secz-1 ） -0.002875
（ secz-1 ） 2 -0.0008083 （ secz-1 ） 3