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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。
==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（ )都相等，为 ，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。
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 ，即 ，其中 ， 为两质点的质量。
引入天体质量后可表示为：
其中 ， 为两个相应的行星质量， ， 为两个相应行星围绕同一恒星运动的周期， ， 为两个行星围绕同一恒星运动的平均轨道半径。 [2] 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。
==应用实例==
===天体===
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。
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。
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 ，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。
19世纪初德国数学家高斯将牛顿的式子改写为 ，其中k为高斯引力常数， 成为了G的“代用品”。
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。 [25] G在2006年的国际推荐值为G=6.67428×10⁻¹¹N·m²/kg²。
==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。