[[దస్త్రం:Kepler's equation solutions.PNG|thumbnail|ఐదు వేరువేరు వైపరీత్యాల మధ్య 0మరియు 1 ని కెప్లర్ నియమము ద్వారా పరీక్షరించవచ్చు]]
[[భౌతిక శాస్త్రము]] ప్రకారం, ఒక కక్ష్యలో తిరుగుతున్న వస్తువు పై కక్ష్య కేంద్ర బలాలు, వివిధ జ్యామితి ధర్మములను కెప్లర్ యొక్క సమీకరణము తెలియజేస్తుంది.<ref>http://www.e-rara.ch/zut/content/pageview/162861</ref>
'''కెప్లర్ సమీకరణము'''ను మొదటిగా [[యొహానెస్ కెప్లర్|యొహానెస్ కెప్లర్]] (Johannes Kepler) చే తన ఆస్ట్రొనమి నొవ (Astronomia nova) లోని 60వ అధ్యయనము నుండిఅధ్యాయంలో, 1609 లో, తీసుకొనబడినదిఉత్పాదించబడింది. మరియు తరువాత 1621 లో కోపర్నికన్ఎపిటొమీ అఫ్ కొపర్నికన్ ఆస్ట్రొనమి తనలోని పరకాష్ట5 వ పుస్తకం Vలో నుండికూడ తీసుకొనబడిందిప్రస్తావించబడింది. కెప్లర్ఈ తనసమీకరణాన్ని సమీకరణానికిపరిష్కరించడానికి కెప్లర్ ఒక పరిష్కారపునరుత్థాన పద్ధతినిపద్ధతి ప్రతిపాదించారు(iterative method)ని కూడా సూచించేరు. ఈ సమీకరణము చరిత్రలో, భౌతిక మరియు [[గణితము|గణిత శా స్త్రము]]<nowiki/>లో, ముఖ్యముగా ఖగోళ యాంత్రిక శాస్త్రములో, ముఖ్యమైన పాత్రను పోషించింది. <ref>https://en.wikipedia.org/wiki/Astronomia_nova</ref>
=సమీకరణము=
కెప్లర్ సమరణముసమీకరణము
<math> M = E -\varepsilon \sin E </math>
ఇక్కడ M అనునది సగటు వైపరీత్యము (anomaly), E అనునది ఉత్కేంద్ర కేంద్రము(eccentric) వైపరీత్యము, మరియు ε అనునది వైపరీత్యము.'ఉత్కెంద్ర కేంద్రము వైపరీత్యము' E ఒక కెప్లారియన్కెప్లరీయ కక్ష్యలో కదిలే ఒక బిందువు యొక్క స్థానమును గణించడంలో సహాయపడుతుంది. ఉదాహరణకు, ఒక వస్తువు periastronనక్షత్రసమీప గుండాబిందువు సమయము(periastron) t=t0గుండా, వద్ద,అనగా అక్షాంశాలు x=a (1-e), y=0 గుండా, వద్దప్రారంభ వెళుతూసమయము ఉంటే,t ఆ= సమయములోt0 వద్ద, ఉందనుకుంటే, ఆ వస్తువు యొక్కమరే స్థానమునుఇతర కనుగొనవచ్చు,సమయంలోనైనా లేదాఎక్కడ మొదటఉందో గణించడానికి ముందస్తుగా ఆ వస్తువు యొక్క సగటు విపరీత్యమును M = n (t-t0) అను సూత్రమును ఉపయొగించి కనుగొనవచ్చు,. ఇప్పుడుతరువాత కెప్లర్ సమీకరణమును ఉపయొగించి E ను కనుగొనవచ్చు, తరువాత అక్షాంశాలను కనుగొనాలికనుక్కోడానికి ఈ దిగువ సమీకరణములు ఉపయోగించాలి.
