开普勒第三定律也叫行星运动定律。开普勒第三定律的常见表述是：绕以太阳为焦点的椭圆轨道运行的所有行星，其各自椭圆轨道半长轴的立方与周期的平方之比是一个常量。德国天文学家约翰尼斯·开普勒根据丹麦天文学家第谷·布拉赫等人的观测资料和星表，通过开普勒本人的观测和分析后，于1609年在他出版的《新天文学》上发表了关于行星运动的前两条定律，又于1618年，在《宇宙谐和论》提出了第三条定律。开普勒第三定律为经典力学的建立、牛顿的万有引力定律的发现，都作出重要的提示。

定律定义

开普勒在《宇宙谐和论》上的原始表述：绕以太阳为焦点的椭圆轨道运行的所有行星，其各自椭圆轨道半长轴的立方与周期的平方之比是一个常量。/n

常见表述：绕同一中心天体的所有行星的轨道的半长轴的三次方（a³）跟它的公转周期的二次方（T²）的比值都相等，即/n

，/n

（其中M为中心天体质量，k为开普勒常数，这是一个只与被绕星体有关的常量，G为引力常量，其2006年国际推荐数值为G=6.67428×10⁻¹¹N·m²/kg²）不确定度为0.00067×10⁻¹¹m³kg⁻¹s⁻²。/n

推导过程

万有引力定律是用开普勒第三定律导出的，因此不能再用万有引力定律来推导开普勒第三定律，循环论证是不严谨的。开普勒第三定律是开普勒根据第谷的观测数据来计算出来的，没有见过推导，推导过程只能是与万有引力定律的联系，不能叫推导。

观测数据

右图是开普勒经过艰苦计算所发现第三定律时的原始数据表：/n

开普勒整理数据发现，右图下方的坐标中各点大致连成一条直线，因此他认为行星的运行周期T和成正比（其中R为轨道半径），并计算出该直线的斜率为/n

，即/n

常规方法

方法一：

现实中的星体运动的轨道大多数是椭圆，于是便有以下推导：/n

利用微元，矢径R在很小的Δt时间内，扫过面积为ΔS，矢径R与椭圆该点的切线方向夹角为α，椭圆的弧长为ΔR。在Δt→0时，扫过面积可以看作为三角形，/n

面积速度为/n

设各行星绕太阳运行周期为T，椭圆半长轴为a、半短轴为b、太阳到椭圆中心的距离为c/n

则行星绕太阳运动的周期/n

。/n

选近日点A和远日点B来研究，由ΔS相等可得/n

从近日点运动到远日点的过程中，根据机械能守恒定律得：/n

得：/n

由几何关系得：RA=a-c,RB=a+c, a2= b2+c2

所以/n

整理得/n

。/n

方法二：

行星绕太阳运动椭圆轨道的面积，根据椭圆的性质则椭圆的面积S=πab（a为长轴，b为短轴）由于单位时间内极径所扫过的面积/n

则周期/n

（1）/n

根据椭圆的性质和开普勒第一定律，半长轴/n

（2）/n

（2）式得/n

（2）式代入（1）式得/n

（3）/n

根据椭圆的性质，椭圆的半短轴/n

，则/n

（4）/n

式（4）代入（3）式得/n

，由此式可知绕同一中心天体运行的人造星体轨道半长轴的三次方跟它们的公转周期的二次方的比值由中心天体的质量所决定。/n

轨道能量推导

由运动总能量/n

，得/n

，则运动周期为/n

即/n

其中/n

，k=GM，r1和r2是方程/n

的根，它们是椭圆运动的两个转折点，a为轨道半径，G为引力常量，M为中心天体的质量。

适用范围

成立条件

开普勒定律是一个普适定律，适用于一切二体问题。开普勒定律不仅适用于太阳系，他对具有中心天体的引力系统（如行星-卫星系统）和双星系统都成立。围绕同一个中心天体运动的几个天体，它们轨道半径三次方与周期的平方的比值（/n

)都相等，为/n

，M为中心天体质量。这个比值是一个与行星无关的常量，只与中心体质量有关，那么M相同是这个比值相同。/n

用开普勒第三定律解决二体问题时，可将两个质点在相互作用下的运动，可约化为一个质点相对另一个质点的相对运动，质点的质量需改用约化质量μ，即/n

，其中mA，mB 为两质点的质量。/n

拓广形式

开普勒第三定律也可以表示为：/n

引入天体质量后可表示为：/n

其中m1，m2为两个相应的行星质量，T1，T2为两个相应行星围绕同一恒星运动的周期，R1，R2为两个行星围绕同一恒星运动的平均轨道半径。通过拓展形式，可以根据绕同一行星的两星体轨道半径估测星体质量，或根据星体质量估测运行轨道。/n

应用实例

天体

实际星体问题大多数为二体问题，实际应用时，人们把开普勒定律看成是牛顿定律和万有引力定律的表现形式。(M为中心天体质量，m为行星质量)/n

在/n

时，可以认为/n

，这就是开普勒定律的第三表达式，其中/n

为开普勒常数。/n

由此可见，开普勒定律只是一个近似定律。/n

通过开普勒第三定律，在天体运行中有以下应用：/n

1. 通过测出形体的绕转周期以及半长轴，算出双星的质量及估计中心天体的质量；/n
2. 通过两绕同一中心天体运动的行星的公转周期，算出这两行星分别到中心天体的平均距离。（因实际轨道为椭圆形，故采用平均距离）。/n
3. 在星—箭分离问题中，通过星箭椭圆运动周期之比，计算星箭运动轨迹半长轴之比。/n

二体问题

二体问题是天体力学中的一个基本问题，它是指可视为质点的两个天体在相互间唯一的万有引力作用下的运动规律问题。二体问题可以用牛顿万有引力定律和牛顿运动定律来描述并得到完全解决。开普勒三定律是二体问题的解。/n

航天

开普勒轨道这个名词时开普勒以后的人提出来的，并把开普勒轨道扩展到二体问题的解。由于航天器的轨道运动也符合开普勒三定律，因此开普勒轨道同样适用于航天器。/n

开普勒轨道的定义：/n

1. 符合开普勒三定律的天体或航天器的运行轨道；/n
2. 由二体问题的解的道德天体或航天器的运行轨道。/n

由定义可知，开普勒的轨道也称为二体问题轨道，符合上述定义的开普勒轨道也称为理想的开普勒轨道。航天器的开普勒轨道可由如下二体问题的基本方程解得：/n

上述方程描述在惯性坐标系中航天器相对于天体的轨道运动，式中的/n

是从天体（质量记为m1）到航天器（m2）的位置矢量，/n

是二体系统的引力常数，G是万有引力常数。由于/n

，可以只考虑m1对m2的引力，这种情况可把航天器开普勒轨道看成是限制性二体问题的解，即看成是在惯性固体天体中心引力场中的运动（有心力运动）轨迹。/n

电学

开普勒第三定律也适用于部分电荷在点电场中运动的情况。因为库仑力与万有引力均遵循“平方反比”规律，通过类比可知，带电粒子在电场中的椭圆运动也遵循开普勒第三定律。

先构造一个匀速圆周运动的模型，根据牛顿第二运动定律和库仑定律计算圆周运动周期，再将粒子由静止开始的直线加速运动当做一个无限“扁”的椭圆运动，用开普勒第三定律计算粒子运动时间。

发展简史

1576年，在丹麦国王腓特烈二世的资助下，第谷在汶岛建立了一个当时最先进的天文台，装备了他亲自设计的大量古代天文仪器。利用这些仪器，第谷和他的助手们在汶岛进行了长达二十一年的天文观测。他重新精确地测定了许多恒星的位置，测出二十年内每个行星（太阳系中）的位置，积累了丰富的关于行星运动的观测资料。/n

1600年，德国天文学家开普勒应丹麦天文学家第谷之邀，开普勒前往布拉格做第谷的助手。次年，第谷去世，他将自己一生积累的观测资料留给了开普勒。/n

开普勒分析第谷测量行星位置的多年记录（特别是火星的椭圆形轨道），在1619年发表他的第三行星定律。/n

到了1690年左右，英国人牛顿以“万有引力”概念解开行星轨道之谜，并且将开普勒第三行星定律改进成/n

，G是万有引力常数，M是太阳质量，m是行星质量，P是公转周期。/n

19世纪初德国数学家高斯将牛顿的式子改写为/n

，其中k为高斯引力常数，k2成为了G的“代用品”。/n

到了19世纪后期，物理量（包括G、M、m、a和光速c）较前代测得更准确，当时的美国海军天文台台长纽康负责编算天文年历，他把高斯引力常数k值修订。1976年，1A.U.采用纽康的k值和开普勒第三定律来厘定天文单位的定义。/n

1798年，英国科学家亨利·卡文迪许通过扭秤实验，测量出中了引力常量G的大小是G=6.754×10⁻¹¹N·m²/kg²，卡文迪许对G的测量进一步完善了开普勒第三定律。G在2006年的国际推荐值为G=6.67428×10⁻¹¹N·m²/kg²。/n

定律影响

开普勒的定律给予亚里士多德派与托勒密派在天文学与物理学上极大的挑战。他的论点，打破了亚里士多德留下的天文学与物理学中的陈旧观念。

开普勒定律的一个重要功绩，就是后来在1684年牛顿根据开普勒定律及自己研究的运动定律，破译了天文运动的机密——万有引力定律。

开普勒的三定律是天文学的一次革命，它摧毁了托勒密繁杂的本轮宇宙体系，完善和简化了哥白尼的日心宇宙体系。它对后人寻找出太阳系结构的奥秘具有重大的启发意义，为经典力学的建立、牛顿的万有引力定律的发现，都作出重要的提示。