动。2日心说的内容：太阳是宇宙的中心，其他行星围绕地球匀速圆周运动，太阳不动。日心说是波兰科学家天文学家哥白尼创立的。3开普勒三定律德国科学家开普勒在研究麦天文学家第谷资料时得出开普勒三定律（1）所有的行星围绕太阳运动的轨道都是椭圆，太阳处在所有椭圆的一个焦点上。（2）任何一个行星与太阳的连线在相等的时间内扫过的面积相等。（3）所有行星的轨道的半长轴的三次方跟公转周期的二次方的比值都相等。即R3／T2k二、万有引力定律1内容：自然界任何两个物体之间都存在着相互作用的引力，两物体间的引力的大小，跟它们的质量的乘积成正比，跟它们的距离的平方成反比
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表达式：F＝Ｇm1m2r2
引力常量G＝667×10－1１Ｎｍ２kg２（英）卡文迪许扭秤测得“能称出地球质量的人”2适用条件：①公式适用于质点间的相互作用②当两个物体间的距离远大于物体本身的大小时，物体可视为质点③均匀球体可视为质点，r3万有引力遵守牛顿第三定律，即它们之间的引力总是大小相等、方向相反4万有引力和重力重力是万有引力的一个分力，万有引力的另一个分力提供物体随地球自转时需要的向心力，
F向mr2物体跟地球自转的向心力随维度增大而减小，故物体的重力随纬度的变大而变大，即重力加
速度g随纬度变大而变大。
mgGMm物体的重力随高度的变高而减小，即重力加速度g随高度的变高而减小。Rh2
不计地球自转时GMmmg得黄金代换式gR2GMR2
5用万有引力定律分析天体的运动
（1）基本方法：①把天体运动近似看作匀速圆周运动②万有引力提供向心力
即GMmr2
mv2r
mr2
mr22T
ma向
mgr
（2
①由GMm＝ｍ42r得：Ｍ＝42r3．
r2
T2
Gt2
即只要测出环绕星体M运转的一颗卫星运转的半径和周期，就可以计算出中心天体的质量。
由M，V4R3得：3r3。R
V
3
GT2R3
当ｒ＝Ｒ时，即卫星是近地面卫星时，3，由此可以测量天体的密度GT2
②由GMmmg得MgR2
R2
G
由M，V4R3得3g
V
3
4GR
三、人造卫星
1卫星的绕行速度、角速度、周期与半径的关系
（1）由GMmr2
mv2r
得v
GMr
（2）由GMmm2r得：GM
r2
r3
（3）由GMmma得：aGM即轨道半径越大，绕行加速度越小
r2
r2
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（4）由
GMmr2

mr2T
2得：T

42R3即轨道半径越大，绕行周期越大GM
2三种宇宙速度（1）第一宇宙速度：v１＝79ｋms是人造地球卫星r