Die Kepler-Konstante $ C $ ist ein aus dem 3. Keplerschen Gesetz resultierender Parameter. Sie ist der Quotient des Quadrates der Umlaufzeit eines Himmelskörpers und der dritten Potenz der großen Halbachse seiner Umlaufbahn:[1]
Dieser Quotient ist für ein Zentralobjekt konstant. So gilt mit der Sonne als Zentralgestirn (d. h. für die sie umkreisenden Planeten usw.) folgender Wert, der oft in Formelsammlungen gegeben ist:
Mit Hilfe dieser Kepler-Konstante lässt sich die Umlaufzeit oder die große Halbachse der Umlaufbahn eines Planeten berechnen, wenn der jeweils andere Wert bekannt ist. Oft werden dabei Planetenbahnen vereinfacht als Kreisbahnen betrachtet und die große Halbachse mit dem Radius gleichgesetzt.
Die Kepler-Konstante kann auch ohne Kenntnis der Halbachse und der Umlaufdauer eines Planeten bestimmt werden. Aus dem dritten Keplerschen Gesetz ergibt sich nämlich unter Zuhilfenahme des Gravitationsgesetzes:
wobei
Hieran erkennt man, dass die Kepler-„Konstante“ prinzipiell vom betrachteten Planeten abhängt. Da aber in der Regel $ M\gg m $ ist, kann die Planetenmasse m in der Regel vernachlässigt werden:
Für künstliche Satelliten, die die Erde umkreisen, müsste man bei der Berechnung der Kepler-Konstante in erster Näherung die große Halbachse und die Umlaufzeit des Mondes verwenden; dieser Wert würde dann auch für den Satellit gelten, da er ebenfalls den Zentralkörper Erde umrundet.
Die Keplersche Formel geht dabei von der idealisierten Annahme aus, die Masse des Himmelskörpers sei gegenüber der des Zentralkörpers vernachlässigbar gering. Tatsächlich aber kreisen der Mond – und die Erde – um ihren gemeinsamen Schwerpunkt, der sich aus dem relevanten Massenverhältnis ergibt. Die Situation Erde–Satellit hingegen entspricht der Modellannahme, d. h. die Masse des Satelliten ist gegenüber derjenigen der Erde tatsächlich vernachlässigbar. Daher führt die Berechnung über den Erdmond für künstliche Satelliten nicht zum Ziel. Näheres siehe unter Satellitenbahnelement.