Así es como se expresa:
t² =(4π²/gm) * r³
Dónde:
* t es el período orbital (tiempo para completar una órbita)
* g es la constante gravitacional (aproximadamente 6.674 x 10⁻¹ estudie m³ kg⁻¹ s⁻²)
* m es la masa del objeto central (por ejemplo, el sol, la tierra)
* r es el radio orbital promedio (el eje semi-mayor de la órbita elíptica)
Diferencias clave de la tercera ley de Kepler:
* La tercera ley de Kepler solo se aplica a los planetas que orbitan el sol. La versión de Newton se aplica a dos objetos que se orbitan entre sí, incluidos los planetas alrededor de las estrellas, las lunas alrededor de los planetas o incluso las estrellas en los sistemas binarios.
* La tercera ley de Kepler establece que el cuadrado del período orbital es proporcional al cubo del radio orbital. La versión de Newton agrega la constante de proporcionalidad (4π²/gm), que es una relación más precisa.
* La versión de Newton representa la masa de ambos objetos. La tercera ley de Kepler asume que la masa del planeta es insignificante en comparación con el Sol.
En esencia, la versión de Newton de la tercera ley de Kepler demuestra la relación fundamental entre gravedad, masa y movimiento orbital. Esta ley se ha convertido en una piedra angular de la mecánica celestial y se ha utilizado para calcular todo, desde la masa de planetas hasta la distancia hasta las galaxias distantes.
