これが故障です：
* ケプラーの第三法則： この法律では、惑星の軌道周期の正方形は、その軌道の半長軸の立方体に比例していると述べています。数学的には、それは次のように表されます：t²=（4π²/gm）a³。ここで、tは軌道周期、aは半長軸、gは重力定数、mは中心体の質量（この場合、太陽）です。
* 変更： 第三法の修正には、惑星と星の両方の大衆が組み込まれています。 （M + M）t²=（4π²/g）a³になります。ここで、mは惑星の質量です。
* 太陽の質量の測定： 修正された法律には惑星の質量と太陽の両方が含まれていますが、太陽の質量を測定する直接的な方法ではありません。 その理由は次のとおりです。
* 両方の質量が必要です： 太陽の質量（m）を解くには、惑星の質量（m）も知る必要があります。
* 惑星の質量は通常小さい： 惑星の質量は、太陽の質量よりもかなり小さくなっています。これは、（M + M）がMに非常に近いことを意味し、修正された法律はほとんどの惑星の元のケプラーの第3法律と実質的に同一になっています。
* 太陽の質量を実際に測定する方法： 主に次の方法を使用します。
* 軌道測定： 惑星の軌道、特に太陽からさらに惑星の軌道（木星や土星のような）の非常に正確な観測を使用して、tとaの正確な値を取得します。 次に、これらの値をGの既知の値とともに元のKeplerの3番目の法律に差し込み、Mを解決します。
* ドップラーシフト： 惑星の重力引っ張りによって引き起こされる太陽のぐらつきを観察します。このぐらつきは、太陽のスペクトルライン（ドップラーシフト）にわずかなシフトを作成し、太陽の質量を計算できるようにします。
結論として、修正された第三法は太陽と惑星の質量の両方を説明していますが、太陽の質量を測定するための直接的な方法は提供されません。 太陽の塊を決定するための主な方法には、惑星の軌道と太陽のぐらつきの慎重な観察が含まれます。
