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   Ⅲ 태양계
태양계의 개관
  태양계는 거대한 가스와 먼지의 구름이 중력에 의하여 수축되어 원시행성원반을 만들고 이로부터 미행성으로 성장한 후 궁극적으로 행성들이 만들어지는 과정을 통하여 생성되었다. 태양계는 8개의 행성으로 구성되는데, 대체적으로 안쪽의 암석과 금속성분으로 구성된 지구형행성과 바깥쪽의 가스로 구성된 목성형 행성 (또는 거대행성)으로 나뉜다. 이것은 태양성운의 바깥쪽으로 갈수록 온도가 낮아졌기 때문이다. 행성의 궤도는 명왕성과 수성을 제외하고는 거의 원에 가까운 타원궤도를 그린다. 화성과 목성사이에는 암석과 금속성분의 소행성들이 분포하는 소행성대가 있고, 소행성들은 해왕성 바깥쪽에 카이퍼(Kuiper) 대에 존재한다. 혜성은 태양계 전반에 걸쳐서 발견되는데 태양계외각의 무거운 구형의 껍질로 존재하는 오트(Oort) 구름에서 나온다. 행성의 표면은 다양한 모습을 보이는데, 거의 모든 구성원에서 소행성이나 혜성의 충돌로 만들어진 운석공을 볼 수 있다. 운석공이 적은 곳은 표면이 변형된 것으로 젊은 지역이다. 내행성에서는 화산이나 용암이 흐른 흔적을 볼 수 있다.
 
행성의 분포와 궤도
  태양으로부터 행성까지의 거리는 티티우스-보데의 법칙에 따른다. 이 법칙은 안쪽 7개의 행성에 대하여는 놀라울 정도로 잘 맞고 해왕성부터 차이가 커진다는 것을 알 수 있다. 행성운동의 특징은 공전의 경우 순행하여 태양주위를 반시계 방향으로 돌고 있다. 또한, 공전 궤도면은 명왕성을 제외하고는 모두 황도면에서 16도의 폭을 갖는 황도대 안에서 운동한다. 공전궤도는 수성과 명왕성을 제외하면 거의 원에 가깝다. 명왕성은 이심율이 크기 때문에 해왕성궤도의 안쪽에 들어오는 경우도 있다. 행성의 자전축은 지구, 화성, 토성, 해왕성의 경우 공전궤도면에 대하여 약 25도 정도 기울어져 있으나, 다른 행성의 경우는 거의 수직이다. 자전방향은 금성과 천왕성을 제외하고는 모두 공전방향과 같으나, 금성은 반대방향으로, 자전하는 역행형상을 보이며, 천왕성은 자전축이 적도면에 누워있다. 수성과 금성의 자전속도는 매우 느린데 이것은 자전-공전 결합의 결과로 설명된다.
 
행성의 물리적특성
  행성의 질량은 케플러의 세 번째 법칙을 그 행성에 딸린 위성들의 궤도에 적용시켜서 결정할 수 있다.
P2 = 4π2a3/G(m1+m2)
여기서 P는 공전 주기, a는 궤도 장반경, 그리고 m1과 m2는 각각 행성과 위성의 질량이다. 대개 위성의 질량은 행성의 질량에 비해 매우 작기 때문에 위 공식을 이용하면 행성의 질량을 구할 수 있다.

또한 위성이 없는 경우 그 행성이 다른 행성이나 소행성, 혜성, 혹은 우주 탐사선등의 궤도 운동에 미치는 중력의 섭동효과를 측정하여 구할 수 있다. 행성의 크기는 눈에 보이는 행성 원반의 크기를 직접 측정하거나, 행성이 별, 자신의 위성, 또는 우주 탐사선을 엄폐하는 시간 간격을 정확하게 측정하거나, 아니면 지구에 가까이 있는 행성의 경우 지구에서 발사된 레이더 펄스가 행성의 각 지점에서 반사되어 오는데 걸리는 시간을 측정하여 구할 수 있다. 항성의 내부는 직접 탐사할 수 없기 때문에 관측을 통하여 결정된 평균 밀도, 화학 조성, 편평도 등의 자료를 가지고 내부 모형을 만들어 추정할 수 있다.

행성의 표면으로부터 색깔, 반사도 및 온도에 대한 정보를 얻을 수 있다. 색깔로부터는 표면과 대기의 화학 성분을 알 수 있는데, 지구의 바다와 육지는 지구의 모습을 녹색, 갈색, 주황색으로 얼룩진 푸른색의 구체로 보이게 하고, 구름이나 눈으로 덮인 지역은 하얗게 보이게 한다. 화성의 사막지대는 이 행성을 갈색으로 보이게히고, 목성의 위성이 이오 (Io)의 표면은 화산폭발로 분축된 유항 때문에 노란색으로 관측된다. 한편 천체의 반사도는 입사된 빛에 대한 반사된 빛의 비로 정의 되는데, 대기가 없거나 희박한 행성들의 반사도는 매우 낮은데 그 이유는 이들의 표면이 반사도가 낮은 암석으로 되어 있기 때문이다. 목성형 행성이나 금성의 경우 표면이 구름의 빛을 많이 반사시키기 때문에 반사도가 높다.

행성표면의 온도는 행성을 흑체로 가정하여 슈테판의 법칙으로부터 추정할 수 있다. 이 법칙은 E=sT4 (W/m2)로 표시되는데 여기서 E는 흑체표면의 단위면적당 단위시간당 방출되는 에너지의 총량이고 T는 유효온도, s 는 비례상수이다. 행성이 태양으로부터 받는 총에너지와 행성이 방출하는 에너지의 총량이 같으면 행성은 평형상태에 있게 되는데 이 두양을 측정하면 행성의 온도를 결정할 수 있다. 그러나 행성 대기의 순환, 대류, 대기의 열전도율, 내부 열원의 존재 및 온실효과등이 무시되었다는 점을 유의해야 한다. 또한 흑체에 대한 빈(Wien)의 법칙 λmax=(0.002898m)/T에서 최대의 복사량에 대응하는 파장을 측정하면 온도를 결정할 수 있다. 행성표면에 또한 이탈속도
Ve = (2Gm/R)0.5
를 적용하여 행성대기에 어떤 성분이 포함될 수 있는가를 알 수 있다. 여기서 R은 행성의 반지름이다.
 
태양계의 수수께끼
  태양계의 구조와 구성원 전반에 걸쳐 아직도 해결되지 않은 문제들이 많이 남아 있는데, 가장 근본적인 문제는 태양계가 어떻게 생겨 현재의 상태로 진화하여 오게 되었는가 하는 점이다. 한편 태양계의 각운동량 분포도 설명이 곤란한 문제이다.
 
지구의 운동
  지구의 운동을 이해하기 위하여 좌표계의 도입이 필요한데 천구좌표계에는 지평좌표계, 적도좌표계, 황도좌표계 및 은하좌표계등이 사용되는데, 각각 장단점이 있으며 목적에 따라 편리한 어느 한가지를 선택하여 사용한다. 지구의 자전과 공전운동은 바로 시간이 기준이 되는데, 현재 우리가 사용하는 평균태양시는 진태양시의 문제점을 제거한 것으로 평균태양이 연속하여 두 번 남중하면 일 평균태양일이 지난 것이 된다. 항성시는 춘분점을 기준한 것이고, 평균태양시는 경도에 따라 평균태양의 남중시각이 다르기 때문에 국가별로 표준시를 제정하여 사용하고 있으며 모든 관측데이터는 세계시로 표시한다. 일년은 지구가 태양의 둘레를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간이지만 기준점의 정의에 따라 항성년, 회귀년 및 근점년을 만든다. 우리가 현재 사용하고 있는 역은 계절의 변화에 대략 일치시킨 그레고리력이다. 지구의 계절은 지구의 적도면이 황도면에 대하여 23.5도 기울어져 있기 때문에 생긴다.

지구 자전의 증거는 코리올리 효과, 푸코진자, 타원체형의 지구등이 있으며, 지구 공전의 증거로는 별빛의 광행차, 항성시차, 도플러 효과등을 들 수 있다. 차등중력에 의한 조석마찰이 지구 자전의 에너지를 감소시켜 하루의 길이가 1 세기에 약 0.002 초의 비율로 증가하며, 달의 동주기 자전과 조석진화를 가져와 달과 지구의 거리를 증가시키고 먼 장래에 하루와 한 달의 길이가 같아져 지금의 약 50 배가 될 것이다. 한편 지구의 적도상의 융기부에 작용하는 차등 중력은 짝힘을 만들어 세차운동을 일으켜 26,000년 주기로 춘분점이 운동하도록 한다. 이 결과로 천체의 적경과 적위값이 변하고 별자리가 변하여 서기 14,000년경에는 직녀성이 북극에 위치하게 된다. 또한 달과 태양은 지구 적도면의 위아래를 움직이기 때문에 지구 적도의 융기 부분에 작용하는 짝힘은 주기적인 변화를 일으켜, 지구의 자전축이 흔들리는 현상인 장동을 가져온다.
 
지구와 달
  지구의 크기는 고대 그리스의 에라토스테네스에 의하여 처음으로 결정되었으며 모행성과 비교할 때 달은 태양계내에서 가장 크고 거대한 위성의 하나이다. 지구의 질량은 달의 질량이 지구에 비하여 아주 작다는 점을 감안하면 케플러의 조화의 법칙을 사용하여 인공위성의 궤도로부터 구할 수 있고, 달의 질량은 지구와 달의 질량중심에 대한 지구의 운동을 관측함으로써 결정된다. 오늘 날은 달의 둘레를 도는 인공위성의 궤도로부터 달의 내부 질량 분포도 추론할 수 있고 정확한 달의 질량을 측정할 수 있다. 달의 내부는 아폴로 지진파로 조사되었는데, 매스콘이 존재하며 핵은 모양의 중심에 있지 않고 지구쪽에 더 가까이 있다.

지구의 운동은 지구-달 체계의 질량중심의 태양에 대한 공전 운동, 지구의 자전운동, 지구중심의 질량중심에 대한 회전운동, 지구 자전축의 세차운동, 장동, 및 조석마찰로 인한 지구자전주기의 감소등인데, 달의 운동은 더욱 복잡하다. 달의 위상은 식현상에 의한 것으로 지구에서 볼 때 달의 이각에 따라 햇빛을 받는 부분의 크기가 다르기 때문에 일어난다.

달의 표면은 크고 작은 충돌 구덩이로 얼룩져 있는데, 이것들은 유성체의 충돌에 의하여 형성된 것이다. 달의 표면은 고지대와 마리아 (Maria) 지대로 나뉘는데, 고지대는 수많은 구덩이로 덮인 곳으로, 마리아보다 약 3km정도 더 높으며 나이도 약 46억년 정도로 달 표면에서 가장 오래된 지역이다. 마리아는 커다란 검은 지역으로 검은 현무암질 용암의 평원인데 거의 원형을 이루고 있다. 이 원형의 분지는 유성의 충돌로 인하여 용융된 용암이 채워져서 생긴 것이다.
 
지구대기
  지구의 대기는 별빛을 흡수하고 산란시키며 굴절현상을 일으킨다. 가시광에 미치는 대기의 효과는 산란, 소광, 굴절, 시상, 분산등인데, 빛은 입자와 상호작용할 때 산란되며 빛의 파장과 입자의 크기에 좌우되는 레일라이(Rayleigh)의 산란법칙에 따른다. 지구의 자기장은 태양풍에 의하여 왜곡되어 지구 자기권을 형성하는데 자기권은 지구의 자기장이 영향을 미치는 영역이다. 태양풍은 자기권 계면에서 방향을 바꿔 지구로부터 멀리 사라지지만 그래도 많은 양성자와 전자들이 새어 들어와 지구 자기축에 대칭을 이루는 환상형의 밴 알렌대에 잡히게 되며 이 안에서 입자의 운동은 로렌츠 힘의 법칙 (F = q (VxB))에 따른다. 오로라의 빛은 저에너지 전자가 내대에서 빠져나와 대기 가스와 충돌하여 이를 들뜨게 하거나 이온화시켜서 방출되는 것이다.
 
지구형 행성
  지구의 내부구조는 여러 가지의 직간접적인 증거를 통하여 알 수 있다. 지각과 맨틀의 상부를 포함하는 암권은 암석의 종류를 분석하여 알 수 있고, 맨틀의 하부와 핵의 구조와 성분은 지진파를 조사하여 알 수 있다. 행성의 대기층은 압력과 온도가 충분히 높아 대기층을 구성하는 물질이 고체상태에서조차도 유동할 수 있는 영역이다. 궁극적으로 이 영역에서는 주로 대류에 의하여 열이 전달된다. 암권은 대류가 불가능한 바깥쪽의 고체로 된 층으로 내부열은 전도에 의하여 전달된다. 지구나 이오(Io)처럼 지질학적으로 활발한 경우 내부열은 화산활동과정을 통하여나 암권 전반에 걸친 순환과정을 통하여 전달되기고 한다. 이 현상은 판이 움직이는 판구조 (plate tectonics) 현상을 야기시킨다. 지구의 암권은 해양과 대륙의 껍질 (crust)과 상부 맨틀로 구성된다. 대류와 전도에 의한 열전도는 암석체와 얼음이 주성분인 물체에 대하여 같은 정도로 일어날 수 있다.

지구형 행성의 진화 패턴은 거의 비슷하며, 행성의 형성 초기 단계에 만들어져 남은 것이 원시열(primodial heat)로 지구형 행성과 이와 닮은 다른 천체들의 중요한 열원중의 하나이다. 다른 두종류의 열원은 방사능붕괴열과 조석열(tidal heating)이 있다. 주로 규소를 많이 포함하는 맨틀과 지각에 있는 235U, 238U, 232Th, 40K 등이 붕괴하는데, 방사능 붕괴는 방사능 물질이 많았던 행성의 초기 진화 단계에서 많이 일어났으며, 조석열은 목성의 위성과 같이 큰 위성에 속한 경우 조석 효과가 강한 경우 가장 주요한 열원이 된다. 지구형행성의 경우 처음주터 보유하여 왔거나 지속적으로 생성되는 열의 양이 행성의 표면상태를 결정짓는다.
 
목성형 행성
  목성형행성의 내부구조는 관측에 의하여 결정된 이들의 밀도, 중력과 자기장의 세기, 복사량 및 대기의 화학조성을 통하여 추정할 수 있다. 목성과 토성은 아마도 뚜렷한 액체나 고체상태의 표면을 갖고 있지 않은 것 같다. 이론적인 모델에 따르면 이들의 내부는 5개의 층을 이루고 있는데 중심쪽의 두개 층은 암석과 얼음물질의 핵이고, 행성의 대부분의 질량을 차지하는 거의 대부분이 수소와 헬륨 층이 핵을 둘러싸고 있다. 핵에 가까이 있는 층의 수소는 금속상태에 있는 것으로 믿어진다. 목성과 토성의 중심영역은 고온으로 목성의 경우 15,000K를 넘는다.

천왕성과 해왕성 역시 뚜렷한 액체나 고체상태의 표면을 갖고 있지 않으며 암석상태의 핵을 가지고 있을 것으로 알려져 있으나 암석과 얼음물질이 완전히 분리된 상태로 있지 않다는 것이 최근의 모델 결과이다. 주로 얼음물질로 구성된 맨틀이 핵을 둘러싸고 있고, 주로 수소와 헬륨으로 구성된 층이 맨틀을 둘러싸고 있다. 전체적으로 천왕성과 해왕성은 목성과 토성에 비하여 수소와 헬륨의 역할이 적고 층들도 화학적으로 분리된 정도가 약하다고 할 수 있다. 목성, 토성, 해왕성은 태양으로부터 받은 에너지보다 더 많은 에너지를 방출하는 초과열(excess heat) 현상을 보이는데, 초과열은 목성의 경우 초기 형성과정에서 남아있던 열이 지속적으로 방출되고, 더하여 방사능붕괴에 의한 열에 기인하며, 토성의 경우는 헬륨의 방울들이 금속성수소로부터 분리되어 가라앉는 현상에 기인하는 것으로 믿어지고 있다.

목성과 토성의 자기장은 액체상태의 금속성 수소층에서, 천왕성과 해왕성의 경우는 H3O+, OH-, NH4+와 같은 이온을 포함하는 액체상태의 얼음물질의 층에서 발생되는 것으로 알려져 있다. 목성형행성의 대기는 주로 H, H2, 혤륨으로 구성되고, 다른 분자들은 CH4, NH3 와 같은 것들이다. 대기중에 포함된 대부분의 분자는 적외선과 자외선의 분광관측을 통하여 검출되는데, 갈릴레오 탐사선의 경우 질량분광기를 탑재하여 탐사선이 대기에 진입하였을 때 그 지역에 있는 분자들의 상대적인 함량이 조사되었다. 목성과 토성의 가장 바깥에 있는 구름층은 암모니아이고, 천왕성과 해왕성에서는 메탄의 구름이 관측되었다. 목성형행성에서 깊이에 따른 온도의 변화로 대기층을 둘로 나눌 수 있는데, 아래쪽의 대류권에서는 위로 올라감에 따라 온도가 낮아지나, 천왕성의 경우는 다른 경우보다 온도감소가 천천히 일어난다. 상층부인 열권에서는 위로 올라감에 따라 온도는 증가한다.

목성형행성의 풍속은 표면에 보이는 구름과 같은 반점의 이동을 관측하여 결정되는데, 이렇게 결정된 값에는 행성의 자전효과가 포함되기 때문에 자전속도를 빼주어야 한다. 목성과 토성의 경우, 관측된 풍속의 패턴으로부터 깊은 곳에 대류셀이 시리즈로 존재한다는 증거가 확인되었다. 목성에서는 풍속의 주된 변화가 상이한 색깔의 밴드의 경계와 관계가 있는데 토성의 경우는 이런 상관관계가 존재하지 않는다. 목성형행성 모두 큰 규모의 자기구를 갖고 있는데, 전체적인 모습은 지구의 경우와 흡사하다. 천왕성과 해왕성의 경우 자전축과 자기축이 많이 다르기 때문에 시간에 따라 자기장의 세기에 변화가 나타난다.
 
작은천체
  목성의 고리는 미세한 입자로 제일 가까이에 있는 위성인 이오(Io)의 화산에서 분츨된 가스가 유입된 것으로 토성의 고리가 수십 cm규모의 얼음 덩어리라는 사실과 뚜렷한 차이를 보이며 천왕성의 고리는 태양계 형성 초기 만들어진 것으로 추정되고 있다. 위성중에서 관심의 대상이 되는 것은 목성의 유로파(Europa)로 최근 얼음바다가 존재한다는 사실이 발견되어 장차 태양계안에서 생명체의 가능성이 있는 가장 유망한 천체로 부상하였다. 한편 천왕성의 제일 안쪽에 있는 미란다(Miranda)는 표면구조가 지역별로 너무 많은 차이가 나기 때문에 생성의 기원이 의문시되고 있다. 명왕성과 이 행성의 위성인 카론의 경우, 해왕성의 위성들이 제삼의 천체에 의한 중력섭동의 결과로 탈출된 것이라는 컴퓨터 시뮬레이션 결과가 있다.
 
소행성
  소행성은 화성과 목성사이의 소행성대에 넓게 분포하는데 라그랑즈점에 해당되는 위치에서 트로이그룹(Trojan Group)이 확인되었다. 대부분의 소행성은 경사각과 이심율이 큰 궤도를 그리며 성분상으로 탄소가 많은 C형과 석철분을 많이 포함하는 S형으로 구분한다. 최근에 소행성중에서 지구에 근접하는 경우 NEO (Near Earth Orbit)라 하여 지구에 위협이 되는 것들을 조기에 발견하기 위하여 국제적으로 감시하고 있다.
 
혜성
  혜성은 핵, 코마, 수소구름, 먼지꼬리, 이온꼬리로 구성되며, 주기에 따라 약 100년 기준으로 장주기 혜성과 단주기 혜성으로 나뉜다. 이온꼬리는 태양풍과 반응하여 태양풍의 반대방향을 향한다. 원래 혜성의 궤도는 쌍곡선이나 포물선으로 태양에 한번 접근 후 태양계를 떠나지만 목성에 근접한 경우 궤도가 변하여 주기 혜성이 된다. 혜성은 지저분한 얼음덩어리로 오트(Oort) 구름에서 나온 것으로 믿어진다. 헤성에 대한 본격적인 연구는 1998년에 헬리혜성이 접근하였을 때 탐사위성으로 관측된 결과로부터 나왔는데, 헤성의 핵이 땅콩 모양이라던가, 핵이 태양계에서 가장 어두운 물질로 만들어졌다는 사실등이 밝혀졌다.
 
유성체
  유성체는 행성, 위성, 소행성, 및 혜성을 제외하고 태양계공간에 존재하는 모든 천체를 포함하는데, 지구인력에 끌려 지구대기와 마찰을 일으켜 빛을 내는 경우가 유성이고 모두 타지않고 지표면에 떨어진 것이 운석이다. 운석은 석질 운석, 철질 운석과 석철질 운석으로 나뉘며 태양계의 나이와 기원을 설명해줄 수 있는 중요한 정보를 제공한다.
 
태양계의 기원
  태양계의 기원을 설명해주는 모형으로 일찍이 성운설과 충돌설이 제시되었는데, 결국 현재 우리가 태양계에 대하여 알고 있는 정보를 얼마나 많이 설명해줄 수 있는가에 따라 모형의 우수성이 결정된다. 현재 가장 그럴듯한 모형으로 받아들여지고 있는 것은 원시성운설 혹은 미행성설인데 강착과정을 통하여 미행성이 만들어진다는 것이다. 태양은 별이 만들어지는 방법에 의하여 형성되었으며, 달의 기원도 분열설, 포획설, 및 쌍직접모형이 제안되었으나 현재는 거대-충격 모형에 의한 수치모의 계산 결과가 나와있다.
 
문제
  1. 지구자전의 증거를 설명하라.
2. 지구공전의 증거를 설명하라.
3. 지축이 이동하여 적도면과 황도면이 일치하게 된다면 아래에서 바뀌는 것은 무엇일까? (평균태양일. 1년의 길이, 계절, 일광시간, 세차주기, 북극성의 위치, 삼각시차, 북극에서 푸코진자의 주기, 지구의 편평도, 동서남북방향, 위도와 경도 등) 4. 지구가 완전한 공모양을 하고 있다면 해발 5km되는 산의 정상에서 어떤 사람의 몸무게는 몇%나 변할까?
5. 우주의 약 75%는 수소인데 왜 지구의 대기에는 수소가 거의 없는가?
6. 천구상에서 별의 위치와 지구에서 관측되는 별의 위치와는 일치하지 않는데, 이와 같은 차이를 주는 요인은 무엇일까?
7. 달의 위상은 어떻게 만들지는가?
8. 일식과 월식은 어떻게 만들어 지는가?
9. 태양중심에서 행성의 배치로부터 합,충,구,이각을 정의하고 이로부터 내행성과 외행성을 관측하기에 좋은 시점을 추정하라.
10. 각 행성의 독특한 특징은 무엇인가?
11. 행성운동의 공통된 특징은 무었인가?
12. 행성의 크기, 거리, 표면온도, 질량등을 결정하는 방법을 설명하라.
13. 육안으로 보이는 행성과 가장 밝게 보이는 행성의 이름은 무엇인가?
14. 밤하늘에서 별과 행성을 구분할 수 있는 방법에는 어떤 것이 있는가,(적어도 5가지 이상)?
15. 달처럼 모든 위상이 나타나는 행성의 이름은 무엇인가?
16. 행성의 역행현상을 지구중심설과 태양중심설로 설명하라. 어떤 경우 내행성과 외행성에서 역행이 일어나는가?
17. 행성에 오랜기간 대기가 존재하기 위하여 어떤 조건이 요구되는가?
18. 밤하늘에서 행성의 밝기를 좌우하는 요인은 무엇이며, 각 요인에 의한 가장 밝은 행성의 이름은 무엇인가?
19. 혜성의 구조를 설명하라. 혜성의 이온꼬리와 태양풍과의 관계는 무엇인가? 혜성은 무슨 물질로 구성되어 있으며 어디에서 오는가?
20. 유성, 유성체, 운석의 차이점은 무엇인가?
21. 왜 유성은 자정 전보다 자정 후에 더 많이 보이는가?
22. 행성의 자전속도와 행성의 중심으로 향한 중력은 어떤 관계가 있을까?
23. 달 표면에서의 중력은 지구표면에서의 1/6정도이다. 지구표면에서 몸무게가 60kg인 사람의 경우 달에서는 얼마나 될까? 이 사람의 질량은 지구에서 달 표면으로 이동한 경우 얼마나 변할까?
24. 태양과 지구 사이의 만유인력이 갑자기 사라진 경우를 가정하면 지구의 운동은 어떻게 될까? 이와 같은 변화를 사람들은 어떤 현상을 통하여 감지하게 될까?
25. 케플러의 법칙을 설명하라.
26. 조화의 법칙을 사용하여 위성을 갖는 다른 행성의 질량을 어떻게 결정할 수 잇는가?
27. 갈릴레오에 의하여 이루어진 최초로 태양 중심설을 증거하는 천문현상은?
28. 타원의 성질을 조사하고 타원궤도에서 장축, 단축, 이심률을 설명하라.
29. 지구궤도의 이심률을 계산하라.
30. 내행성과 외행성의 위치를 공전궤도상에 나타내는 그림을 그리고 이각, 합, 구, 충의 위치를 확인하라.
31. 금성이 회합주기는 약 1.599년이다. 이로부터 금성의 공전주기를 계산하라.