La version de Newton de la troisième loi de Kepler est définie comme : T2/R3 = 4π2/G * M1+ M2, dans laquelle T est la période de l'orbite, R est le rayon de l'orbite, G est la constante gravitationnelle et M1 et M2 sont les deux masses impliquées. Ceci est une version plus précise de la troisième loi de Kepler. p>
La version simplifiée de la troisième loi de Kepler est :
T2 = R3
Cette approximation est utile lorsque T est mesuré en années terrestres, R est mesuré en unités astronomiques, ou UA, et M1 est supposé être beaucoup plus grand que M2, comme c'est le cas avec le soleil et la Terre, par exemple.
La version étendue de Newton est utile lorsque M1 et M2 sont de taille plus comparable, comme lorsqu'une planète et sa lune, ou une planète et un système d'étoiles binaires, sont comparés.
