La versión de Newton de la tercera ley de Kepler se define como: T 2 /R 3 = 4π 2 /G * M1 + M2, donde T es el período de la órbita, R es el radio de la órbita, G es la constante gravitacional y M1 y M2 son las dos masas involucradas. Esta es una versión más precisa de la tercera ley de Kepler. p>
La versión simplificada de la tercera ley de Kepler es:
T 2 = R 3
Esta aproximación es útil cuando T se mide en años terrestres, R se mide en unidades astronómicas o AU, y se supone que M1 es mucho más grande que M2, como es el caso del sol y la Tierra, por ejemplo.
La versión expandida de Newton es útil cuando M1 y M2 son más comparables en tamaño, como cuando se comparan un planeta y su luna, o un planeta y un sistema estelar binario.
