El genial astrónomo y matemático Johannes Kepler nació en Weil der Stadt, en el ducado alemán de Wurttemberg, en el 2 de diciembre de 1571 y murió en Ulm, Alemania, el 15 de noviembre de 1630.

Antes de su nacimiento, puede considerarse que su familia era adinerada, y además su padre había sido el alcalde de la ciudad, pero al nacer Johannes, la fortuna se vino abajo. Su padre, abandonó la familia cuando cumplió los 17 años, tras haber llevado una vida de mercenario. En cuanto a su madre, los asuntos de la brujería le dieron bastante fama, y también le causarían roces con las autoridades.

La infancia de Kepler fue muy mala en cuanto a su salud, ya que padeció constantemente dolores de cabeza, afecciones estomacales, tuvo la viruela, y además tenía miopía. A pesar de ello, era un chico brillante en la escuela, aunque parece ser que no tenía muchos amigos por allí, pues frecuentemente le intimidaban.

Su afición a la astronomía aparecería a una edad muy temprana, cuando a los seis años, en el año 1577, observó un cometa junto a su madre. Poco más tarde, a los nueve años, pudo contemplar un eclipse lunar total, y según anotó él, la Luna se volvió muy rojiza, rasgo característico de estos eventos.

En 1587, empezó a asistir a la Universidad de Tübingen, donde su maestro Michael Mästlin le enseñaría la teoría heliocéntrica de Copérnico, que el joven Kepler aceptaría por su simplicidad, pues este sistema representaba para él un universo armónico creado por Dios. Dos años más tarde comenzó sus estudios de teología en la misma Universidad, perteneciendo ya a la misma. Antes de sus exámenes finales, abandonó la ciudad debido a que había sido recomendado para cubrir una plaza vacante en la escuela protestante de Granz, Austria, para ser profesor de astronomía y matemáticas. Así pues, estuvo en Graz desde 1594 hasta el año 1600, cuando obligaron a los protestantes a convertirse al catolicismo o a exiliarse.

Fue antes de dejar Graz cuando escribió un importante libro: «Mysterium cosmographicum» o Misterio del Cosmos en el año 1597. En esta obra el astrónomo alemán se basaba en el sistema heliocéntrico para intentar relacionar los planetas con los poliedros regulares. En este sistema creado por Kepler y con claro aire platónico, distribuyó los planetas de la siguiente manera, conforme a los solamente 6 planetas conocidos hasta entonces, moviéndose cada planeta en una esfera separada de la contigua por un sólido platónico: así pues, todas las órbitas están contenidas en esferas gigantes, la mayor la de Saturno, separada de Júpiter por un cubo, después la esfera de Júpiter estaba separada de la de Marte por un tetraedro; la esfera de Marte y la de La Tierra estaban separadas por un dodecaedro inscrito en el tetraedro; entre La Tierra y Venus un icosaedro, y entre Venus y Mercurio, un octaedro. Todo este entramado funcionaba bien con respecto a las observaciones, menos con la órbita de Mercurio.

Fue también en el año 1597 cuando contrajo matrimonio con Barbara Muehleck, su primera mujer, y tuvieron tres hijos: Susana (1602), Friedrich (1604-1611), y Ludwig (1607-1663). Desgraciadamente, su mujer murió en el año 1612.

En 1599, Tycho Brahe le escribió a Kepler para invitarlo a Benatek, en la República Checa, porque le había interesado su obra, y quería recalcular las órbitas planetarias para intentar que el modelo heliocéntrico de los poliedros coincidiera con las observaciones. Pronto, Tycho fallece, y Kepler hereda los datos recopilados por Tycho acerca de las posiciones planetarias, y es nombrado matemático Imperial en la corte del emperador Rodolfo II, en Praga. Los datos del sistema geocéntrico de Tycho los «tradujo» a números heliocéntricos.

Fue durante su estancia en Praga donde escribió otras tres obras: Astronomia pars Optica en 1604, De Stella Nova en 1606 y Astronomia Nova en 1609 en donde se encontraban las primeras dos de sus tres leyes acerca del movimiento planetario.

Afortunadamente, pudo llegar a observar una supernova en el año 1604, que sería denominada la «Estrella de Kepler«. Estaba localizada en la constelación de Ofiuco, y confirmaba que el Univeso no era inmutable. Ésta fue la última supernova observada en la Vía Láctea, por lo que debemos decir que Kepler fue afortunado en poder verla. Además, observó 3 cometas en 1618, y explicó que los cometas no eran fenómenos atmosféricos, sino otros cuerpos celestes que no tenían nada que er con La Tierra.

Tras el gran avance en la astronomía que habían supuesto las dos primeras leyes del movimiento planetario, Kepler prosiguió con su trabajo, pues pensaba que debía haber una relación entre el período orbital de los planetas, y sus distancias a la estrella. Esta tercera ley que estaba buscando era considerada por él la que garantizaba la armonía del universo. Probó infinidad de ecuaciones que iban siendo deshechadas una tras otra porque no concordaban con los cálculos de Kepler. Finalmente, averiguó esa ecuación tras una década de estudio, y la publicó en Harmonice Mundi (Armonía del Mundo), en el año 1619.

Su cargo de matemático imperial acabó en 1612, cuando el emperador murió. Entonces, tuvo que aceptar el cargo de matemático en Linz, Austria.

Mientras tanto, en el año 1620, su madre sigue con la brujería y es arrestada por ello en Leonberg y encarcelada por un período de 14 meses. Fue sometida a tortura para confesar sus cargos, pero ella se negó, hasta que por fin, su hijo le liberó gracias a su fama.

Ya en 1927, publicó sus Tabulae Rudolphine, o Tablas Rudolfinas, que habían sido iniciadas por Tycho Brahe, y que Kepler las amplió. El nombre de las tablas es debido a Rodolfo II de Bohemia.

Kepler murió en noviembre de 1630, en Regensburg, Alemania.

TEORÍAS CIENTÍFICAS

Las leyes de Kepler

1ª Ley de Kepler (1609) – Al principio, Kepler pensaba, como la mayoría de los científicos de su época, que los planetas se movían describiendo órbitas circulares, debido a la influencia de Platón y a que el círculo era una forma perfecta. Pero en sus estudios, vio que los datos llegaban a contradecir a los movimientos esféricos de los planetas, y entonces pensó que algo estaba mal. Fue así como Kepler llegó a descubrir la primera de sus leyes, a partir de que la órbita de Marte no parecía circular:

Los planetas describen órbitas elípticas alrededor del Sol, estando la estrella en uno de sus focos; además, el semieje mayor de la órbita es la distancia media entre el planeta y la estrellas.

Con esta ley pudo prever el tránsito de Mercurio que sería observado tras el año de su muerte. Por otra parte, hay que tener en cuenta que la órbita se asemeja casi a una circunferencia, y que por ello la órbita es muy poco excéntrica. Son más elípticas las órbitas de objetos lejanos, como Plutón, o los cometas que orbitan el Sol, aunque también un objeto cercano puede tener una órbita elíptica, como Mercurio.

2ª Ley de Kepler (1609) – Esta ley fue consecuencia de los resultados obtenidos por Tycho Brahe, quien observó que la velocidad de un planeta era variable:

El radiovector (o línea) que une un planeta con la estrella barre áreas iguales en tiempos iguales, con lo cual el planeta tendrá su mayor velocidad en el perihelio y su menor en el afelio.

Como se muestra en el dibujo, el planeta ha barrido el área 1 en un tiempo igual al del área 2, y, en cambio, la zona recorrida por el planeta en la zona 1 ha sido mayor que en la zona 2, lo que muestra que la velocidad del planeta no es constante, sino variable.

3ª Ley de Kepler (1618) – Esta es la lay que describe la armonía del Universo:

El cuadrado del período de revolución de un planeta es directamente proporcional al cubo de la distancia media entre el Sol y el planeta.

P² = a³
donde:
p = período de revolución del planeta dado en años.
a = distancia media entre el planeta y la estrella en UA (unidades astronómicas).
De aquí se deduce que cuanto más lejos esté situado un planeta de su estrella, mayor será su período de revolución, o lo que es lo mismo, la velocidad media será mayor cuanto más cerca está de la estrella.
Desgraciadamente, esta ley tuvo que ser retocada por Isaac Newton, pues además de la distancia media entre la estrella y el planeta, también influye la masa de éste, el planeta. Sin embargo, normalmente el planeta es lo suficientemente menos masivo que la estrella que su masa influye muy poco en el período orbital.

Ecuación de la 3ª Ley de Kepler retocada por Newton – Finalmente, la ecuación del período orbital del planeta quedó de la forma:
P² = 4p² a³ / [G·(m₁ + m₂)]
donde:
p= período de revolución del planeta, en años
a= distancia media entre el planeta y la estrella o semieje mayor de la órbita del planeta, en UA.
G= constante gravitacional, calculada por Cavendish en 6.67 × 10-11 N · m²/kg²
m₁= masa del objeto 1 (planeta), en kg.
m2= masa del objeto 2 (estrella), en kg.
Asimismo, ésta ecuación es aplicable a cualquier pareja de objetos cuya masa del más grande sea muy superior al del objeto que orbita alrededor de éste. Por ejemplo: La Tierra y su satélite artificial; Júpiter y una de sus lunas

Otros estudios importantes

Además de sus importantes leyes del movimiento planetario, Kepler tuvo también otros hallazgos en la Física. Entre otras cosas, escribió la obra Astronomiae pars optica en 1604, donde muestra sus conocimientos sobre la óptica y trata de explicar fenómenos como el rayo luminoso, la reflexión y la refracción, ésta última sería reforzada más tarde por Snell, quien la definiría correctamente.

Por otra parte, escribió De Vero Anno quo Aeternus Dei Filius Humanam Naturam in Utero Benedictae Virginis Mariae Assumpsit, donde demostró que el año de nacimiento de Jesucristo había sido en realidad en el año 4 a.C., por lo que nuestro calendario cristiano tenía un pequeño error. Esta hipótesis es generalmente aceptada hoy en día, pues entre otras cosas, parece ser que un importante cometa cruzó el cielo en el año 4 a.C., que sería identificado como la Estrella de Belén.