La versione di Newton della terza legge di Keplero è definita come: T 2 /R 3 = 4π 2 /G * M1 + M2, in cui T è il periodo dell'orbita, R è il raggio dell'orbita, G è la costante gravitazionale e M1 e M2 sono le due masse coinvolte. Questa è una versione più precisa della terza legge di Keplero.
La versione semplificata della terza legge di Keplero è:
T 2 = R 3
Questa approssimazione è utile quando T è misurato in anni terrestri, R è misurato in unità astronomiche o AU e M1 è presumibilmente molto più grande di M2, come nel caso del sole e della Terra, per esempio.
La versione espansa di Newton è utile quando M1 e M2 sono di dimensioni più simili, come quando un pianeta e la sua luna, o un pianeta e un sistema stellare binario, vengono confrontati.
