釋義
其中m為行星質量，R為行星軌道半徑，即太陽與行星的距離。也就是說，太陽對行星的引力正比于行星的質量而反比于太陽與行星的距離的平方。而此時牛頓已經得到他的第三定律，即作用力等于反作用力，用在這裡，就是行星對太陽也有引力。同時，太陽也不是一個特殊物體，它和行星之間的引力也應與太陽的質量M成正比，即：用語言表述，就是：太陽與行星之間的引力，與它們質量的乘積成正比，與它們距離的平方成反比。這就是牛頓的萬有引力定律。
如果改其中G為一個常數，叫做引力常量。應該說明的是，牛頓得出這個規律，是在與胡克等人的探讨中得到的。牛頓發現了萬有引力定律，但引力常量G這個數值是多少，連他本人也不知道。按說隻要測出兩個物體的質量，測出兩個物體間的距離，再測出物體間的引力，代入萬有引力定律，就可以測出這個常量。但因為一般物體的質量太小了，它們間的引力無法測出，而天體的質量太大了，又無法測出質量。所以，萬有引力定律發現了100多年，萬有引力常量仍沒有一個準确的結果，這個公式就仍然不能是一個完善的等式。直到100多年後，英國人卡文迪許利用扭秤，才巧妙地測出了這個常量。
定義
萬有引力常數又稱重力常數，即萬有引力定律中表示引力與兩物體質量、距離關系公式中的系數。萬有引力常量是自然界中少數幾個最重要的物理常量之一。
其值約等于6.67259×10^(-11)N·m^2/(kg^2)；
它是在牛頓發現萬有引力定律一百多年以後，由英國物理學家卡文迪許于1798年巧妙的在實驗室裡用扭秤測定的萬有引力常數，從而算出地球的質量和密度。
測量曆史
萬有引力常數最早出現在牛頓的萬有引力方程中，但是其數值直到牛頓死後的71年（1798年）才被卡文迪許(Henry Cavendish)通過實驗測得。卡文迪許最初的目的不是為了測量這個常數，而是為了測量地球的質量，所以這個實驗又稱為稱地球實驗。卡文迪許得到的數值為。之後的很長時間，這個常數的精度僅有少量的改善。常數G非常難以測量，因為引力相比試驗中的其他力來說非常微弱，而且實驗中很難避免其他物體引力的影響。而且，萬有引力常數也無法通過其他精确測量的參數間接的計算得到。曆史上發表的萬有引力常數數值變化很大。2014年，CODATA得到了精度最高的測量值。
公式
萬有引力公式
兩質點間的吸引力(F)與二者的質量(M和m)的乘積成正比，而與他們之間的距離(r)的平方成反比，其中的比例常數G即是萬有引力常數。
雖然牛頓當時發現了這個定律，但卻不知道萬有引力常量G的大小，直到1789年卡文迪許通過扭秤實驗測出G的數值，公式才得以完善，科學家利用這個公式還發現了海王星和哈雷彗星。
萬有引力在大質量天體間比較明顯，人與人之間雖然也有，但小到可以忽略。
适用條件：
1.隻适用于計算質點間的相互作用力，即當兩個物體間的距離遠大于物體的大小時才近似适用;
2.當兩個物體距離不太遠的時候，不能看成質點時，可以采用先分割，再求矢量和的方法計算;
3.一個質量分布均勻的球體與球外一個質點的萬有引力（或兩個均勻球體間的引力），可用公式計算，這時r是指球心間距離。
實驗
卡文迪許實驗
這是一個卡文迪許扭秤的模型扭秤的主要部分是這樣一個T字形輕而結實的框架，把這個T形架倒挂在一根石英絲下。若在T形架的兩端施加兩個大小相等、方向相反的力，石英絲就會扭轉一個角度。力越大，扭轉的角度也越大。反過來，如果測出T形架轉過的角度，也就可以測出T形架兩端所受力的大小。在T形架的兩端各固定一個小球，再在每個小球的附近各放一個大球，大小兩個球間的距離是可以較容易測定的。根據萬有引力定律，大球會對小球産生引力，T形架會随之扭轉，隻要測出其扭轉的角度，就可以測出引力的大小。當然由于引力很小，這個扭轉的角度會很小。
怎樣才能把這個角度測出來呢？卡文迪許在T形架上裝了一面小鏡子，用一束光射向鏡子，經鏡子反射後的光射向遠處的刻度尺，當鏡子與T形架一起發生一個很小的轉動時，刻度尺上的光斑會發生較大的移動。這樣，就起到一個化小為大的效果，通過測定光斑的移動，測定了T形架在放置大球前後扭轉的角度，從而測定了此時大球對小球的引力。卡文迪許用此扭秤驗證了牛頓萬有引力定律，并測定出引力常量G的數值。這個數值與近代用更加科學的方法測定的數值是非常接近的。
