定义 描述天体在万有引力作用下，沿近似圆形轨道绕中心天体做匀速圆周运动的物理模型。
从哪来 建立在“3.1 向心力”这一前置知识点之上，利用向心力公式 $F=m\frac{v^2}{r}$ 与万有引力公式 $F=G\frac{Mm}{r^2}$ 的衔接，将动力学原理应用于天体系统。
为什么 天体间距离远大于自身半径，可视为质点；在理想情况下，忽略其他天体干扰，中心天体对环绕天体的万有引力完全提供其做圆周运动所需的向心力。这种简化使得复杂的椭圆轨道在初步分析时可近似为圆轨道，从而能用牛顿第二定律和向心力公式直接建立质量、半径与周期/速度之间的定量关系，这是理解宇宙运动规律的最基础且有效的数学工具。
讲法
适合：逻辑严密、擅长公式推导的学生
采用“受力分析-方程建立”的标准物理建模流程。首先画出受力图，明确“谁对谁施力”（万有引力）和“力产生了什么效果”（指向圆心的加速度）。然后列出核心方程 $G\frac{Mm}{r^2} = m\frac{v^2}{r} = m\omega^2r = m(\frac{2\pi}{T})^2r$。强调“黄金代换” $GM=gR^2$ 的推导过程，让学生看到地表重力加速度与天体质量的联系。通过纯代数变形，展示如何从已知量（如半径、周期）求解未知量（如质量、速度），强化因果链条。
讲法
适合：形象思维强、喜欢类比的学生
使用“绳子系小球”的类比模型。让学生想象自己手持绳子甩动一个小球，手提供的拉力就是“万有引力”，绳子长度就是“轨道半径”。提问：如果绳子突然断了（引力消失），小球会飞出去还是掉下来？（切线飞出）。如果甩得更快（速度变大），绳子拉力（引力）需要怎么变？（变大）。如果绳子变长（半径变大），要保持同样的转速，拉力怎么变？（变小）。通过这种动态的、可感知的体验，让学生直观理解 $F \propto \frac{1}{r^2}$ 和 $v \propto \frac{1}{\sqrt{r}}$ 的反比关系，避免死记硬背公式。
讲法
适合：对天文现象感兴趣、缺乏数学自信的学生
从“开普勒第三定律”的现象出发，逆向推导模型。先展示不同行星的周期 $T$ 和半长轴 $a$（近似为半径 $r$）的数据表，让学生发现 $T^2 \propto r^3$ 的规律。然后告诉学生，这个经验规律背后隐藏着牛顿的万有引力定律。接着引入向心力概念，解释为什么引力必须提供向心力才能维持这种稳定的“舞蹈”。重点不在于复杂的推导，而在于理解“引力是维持轨道的‘胶水’”，以及轨道半径越大，运行速度越慢、周期越长这一核心物理图像，降低数学门槛，建立物理直觉。