Phiên bản của định luật Kepler thứ ba của Newton được định nghĩa là: T 2 /R 3 = 4π 2 /G * M1 + M2, trong đó T là chu kỳ quỹ đạo, R là bán kính quỹ đạo, G là hằng số hấp dẫn và M1 và M2 là hai khối lượng liên quan. Đây là phiên bản chính xác hơn của định luật Kepler thứ ba.
Phiên bản đơn giản của định luật thứ ba của Kepler là:
T 2 = R 3
Sự xấp xỉ này hữu ích khi T được đo bằng năm Trái đất, R được đo bằng đơn vị thiên văn hoặc AU và M1 được giả định là lớn hơn nhiều so với M2, chẳng hạn như trường hợp của mặt trời và Trái đất.
Phiên bản mở rộng của Newton rất hữu ích khi M1 và M2 có kích thước tương đương hơn, chẳng hạn như khi một hành tinh và mặt trăng của nó hoặc hành tinh và hệ sao đôi được so sánh.
