A versão de Newton da terceira lei de Kepler é definida como: T 2 /R 3 = 4π 2 /G * M1 + M2, em que T é o período da órbita, R é o raio da órbita, G é a constante gravitacional e M1 e M2 são as duas massas envolvidas. Esta é uma versão mais precisa da terceira lei de Kepler.
A versão simplificada da terceira lei de Kepler é:
T 2 = R 3
Esta aproximação é útil quando T é medido em anos terrestres, R é medido em unidades astronômicas, ou AUs, e M1 é considerado muito maior do que M2, como é o caso do sol e da Terra, por exemplo.
A versão expandida de Newton é útil quando M1 e M2 são mais comparáveis em tamanho, como quando um planeta e sua lua, ou um planeta e um sistema estelar binário, são comparados.
