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Enoncé de la troisième loi de Keplerloi de Kepler ou "Loi des périodes" : le carré de la période de révolution est proportionnel au cube de la distance au Soleil.
La troisième loi de Kepler permet de connaître la distance d'un corps au Soleil si on connaît sa période de révolution. Celle-ci est relativement facile à mesurer alors que la distance l'est moins.
Newton en faisant le lien avec la mécanique classique en déduisit la formule suivante :
qui devient en approximation
quand
ce qui permet de retrouver la constante de proportionnalité de la troisième loi de Kepler. Les différents paramètres sont :
- TT la période de l'objet ;
- a le demi grand axe de la trajectoire elliptique ;
- G la constante de la gravitation universelle ;
- M la masse de l'objet au centre ;
- m la masse de l'objet en orbiteorbite.
Elle s'applique pour tout système binairesystème binaire, hors des systèmes du domaine de la physique quantiquephysique quantique, {électronélectron, noyau} par exemple.
