
Третий закон Кеплера гласит: квадрат орбитального периода планеты пропорционален кубу большой полуоси её орбиты.Иоганн Кеплер, изучив многолетние записи положений планет, оставленные Тихо Браге, в 1619 году вывел простое правило: для любой планеты Солнечной системы куб её расстояния до Солнца, делённый на квадрат периода обращения, даёт одно и то же число. Сначала это выглядело как числовая мистика, но позже Ньютон показал: за этим скрывается закон всемирного тяготения. Множитель оказался равен (4π²)/GM, где M — масса центральной звезды. Так закон Кеплера превратился в мощнейший инструмент для «взвешивания» небесных тел.
В 1619 году Иоганн Кеплер в книге «Гармония мира», анализируя орбиту Марса, вывел математическую связь периодов и размеров орбит. Он считал это проявлением небесной гармонии. Спустя 70 лет Исаак Ньютон в «Началах» доказал, что закон Кеплера — прямое следствие тяготения, и добавил в него массу центрального тела, превратив эмпирическое правило в точный физический закон.
Применение: вычисление масс звёзд в двойных системах, расчёт орбит спутников, исследование экзопланет. Ограничения: закон точен при скоростях много меньше световой и в слабой гравитации. Вблизи чёрных дыр или нейтронных звёзд необходимы релятивистские поправки.
По измеренному периоду обращения экзопланеты и её расстоянию до звезды астрономы определяют массу звезды — как в Солнечной системе, так и в далёких мирах.
В XIX веке астрономы, зная расстояние до Солнца и продолжительность земного года, по формуле Кеплера–Ньютона впервые вычислили массу Солнца — взвесили звезду, не покидая Земли.
| P | переменная | период обращения — period с |
| a | переменная | большая полуось орбиты — длина м |
| M | переменная | масса центрального тела — масса кг |
| G | константа | гравитационная постоянная — гравитационная постоянная = 6.67430e-11 м³/(кг·с²) |
| sqrt | оператор | извлекает квадратный корень — квадратный корень |




















