虽然黄畅还只是个小孩子，但是他那个牛逼的班主任何富强已经给他们讲到高中的课程了。
星期一的早晨，何富强站在讲台上，开始了他的第一堂课：
“嗯，同学们早上好呀，今天我给大家说一下开普勒三定律，首先第一定律，椭圆定律，行星绕着恒星运转，其实并不是走一个完美的圆，而是一个椭圆。而这个中心天体就在椭圆的其中一个焦点上。”
何富强接着娓娓道来：
“第二定律，如果轨道是一个圆的话，那么大家可以想象最稳定的情况就是做匀速圆周运动，但是如果轨道是椭圆，这个就比较复杂了，满足这样一个规律就是在相同时间内我们把星星的位置和中心天体进行连线，对应的面积是相当的，我们把这个叫做相同时间内扫过的面积相等，这个定律可以用于求解近日点和远日点的速度之比。我们标注一下近日点和远日点选取的非常短的时间，如果时间足够短，我就把这段小的圆弧看成一小段线段和中心体连线就会得到两个三角形底。就是速度乘以这小段时间高就是到中心天体的距离，所以我们就会得到1/2va乘以再乘以a=v/2b×t再乘以b。那么会发现近日点和远日点的速度刚好是和他们到中心天体的距离成反比。”
何富强越讲越兴奋，又继续讲解道：
“第三条A3 tr成比例，它们的比例等于一个与中心天体有关的常数，其中的a就是椭圆轨道半长轴，有的时候轨道我们近似看成一个圆，那么半长轴就相当于圆的半径，这个定律可以用于算变轨的运动时间。”
此时台下的小孩子们一脸懵逼，何富强见状又解释道：
“比方说一个卫星刚开始在低轨上，现在加速加速到了椭圆轨道，已知在圆轨上的周期为T1，半径为r以及椭圆轨道的半长轴a，让大家去求一下从a点到b点左右的时间，由于a点到b点是椭圆轨道的一半。如果我们求出圆轨道的周期除以2，就是从a点到b点的时间周期，我们可以用开普勒第三定律A32比例下面内直接带半径就可以了，算出来的周期再除以2，就得到了从a点到b点的时间，所以如果让大家变轨，运动时间大家要会算。”
何富强讲着讲着竟然意犹未尽，下课时间到了还不让他们下课，又继续讲第二节课了：
“接下来给大家说一下，万有引力和重力的关系，我们站在地球上，实际上受到的是地球给我们的万有引力，但是由于地球在自转，我们随着地球一起转的话，就需要有力来提供向心力，那么这个力也没有别的力了，只能是万有引力来提供。因此我们可以把万有引力分解出一个分力，用来提供向心力，那么剩下的一部分就是我们的重力，所以有引力和重力的关系应该是万有引力的一个分力，那我们可以写引力等于重力加向心力，因为是矢量求和，上面标一下矢量符号，由于地球自转还是比较慢的，所以相信这一项其实非常非常的小，我们可以忽略不计，因此很多时候我们在忽略的情况下可以近似的认为万有引力和重力相等。”
何富强越讲越激动，眉飞色舞地继续说道：
“而如果不忽略自转的话，地球上也有一个位置，万有引力确实和重没想到那就是两级极点说是不转的，所以没有向前内这一项万有引力和重力相等。另外一个比较特殊的位置是赤道到这个位置是要随着地球一起自转的，所以需要提供向心力，但是向心力的方向刚好是指向圆心的和万有引力的方向相同，所以我们之前的矢量表达是在这里面可以不考虑矢量符号，直接代数相加就可以了。”
何富强接着告诉同学们：
“因为重力，万有引力，向心力三者方向均相同，等12年后你们高考考试时一般会给到大家的数据就是两级和赤道，因为这两个位置处比较方便计算，其他位置需要矢量求和计算比较复杂，考的可能性不是很大，所以大家一定要掌握好赤道和两极的重力加速度的求解方法。好了，今天我就讲解这么多，大家听懂了吗？”
说完何富强合上了他的高中物理课本。
此时台下一片哗然：“老师，我们还是听不懂啊哈哈哈哈。”
“那你们这些小兔崽子下课吧！”
“好诶，下课咯！”
