| kotisivu |
| hakemisto |
| kartat |
| kohteet |
| teoriaa |
| taivaanmekaniikkaa |
Newtonin lakien avulla Keplerin kolmannelle laille voidaan johtaa täsmällisempi muoto. Sen mukaan kiertoaika P on
P 2 = 4 pi2 a 3 / G (m1 + m2),
missä a on radan isoakselin puolikas, G gravitaatiovakio, m1 Auringon massa ja m2 planeetan massa. Tätä voidaan hieman yksinkertaistaa valitsemalla yksiköt sopivasta. Kun etäisyyden yksiköksi valitaan astronominen yksikkö, ajan yksiköksi sideerinen vuosi (Maan todellinen kiertoaika Auringon ympäri, 365.2564 vuorokautta) ja massan yksiköksi Auringon massa, laki saadaan muotoon
a 3 = (m1 + m2) P 2
Ero alkuperäiseen Keplerin lakiin on tekijä m1 + m2. Tässä muodossa laki pätee yleisesti kaikille kahden kappaleen systeemeille, kuten kaksoistähdille, tähtiä kiertäville planeetoille ja planeettoja kiertäville kuille tai keinotekoisille satelliiteille.
Aurinkokunnan tapauksessa massojen summa on aina hyvin lähellä ykköstä, koska planeettojen massat ovat häviävän pieniä Auringon massaan verrattuna. Esimerkiksi asteroidin kiertoaika vuosina on varsin tarkasti
P = a 3/2.