Astrónomo alemán nacido en Weil (Württemberg). Estudió en la Universi­dad de Tübingen, donde su maestro y amigo Mästlin le inició en el sistema heliocéntrico de Copérnico.

 En su Materium cosmographicum (1597) expuso “las causas del número de los cielos”, demostrando, por consideraciones geométricas, que el número de planetas no podía ser otro que 6.

Además de estas y otras fantasías de corte pitagórico y neoplatónico, de las que Johann Kepler nunca se desembarazó del todo, Kepler muestra en esta obra que los planos de las órbitas planetarias son próximos entre sí, pero diferentes, y que pasan, no por el centro de la órbita terrestre (como creía Copérnico), sino por el Sol.

En 1600, un edicto contra los protestantes le obliga a abandonar su cátedra en Graz; emigra a Dinamarca, donde trabaja con Tycho Brahe, quien muere al año siguiente.

Kepler aprende a trabajar (a ojo desnudo) con la minuciosidad de su maestro y queda en posesión de los datos astronómicos de Tycho, que son los más precisos de la época, no superados ni siquiera en los primeros tiempos del telescopio.

Kepler sucede a Tycho en su cargo y continúa el estudio del planeta Marte. Un examen detenido de los datos de Tycho le sugiere las dos primeras leyes que llevan su nombre: la primera ley de las áreas (el área barrida por el radio vector que une el planeta al Sol es proporcional al tiempo empleado) y la segunda ley según la cual las trayectorias planetarias son elipses, uno de cuyos focos está situado en el centro del Sol. Ambas aparecen en su célebre Astronomía nova (1609).

Quedaba así confirmado y perfeccionado el sistema heliocéntrico de Copérnico; más aún: Kepler contribuía indirectamente a la demolición de la física aristotélica, en que estaba empeñado su amigo Galileo, puesto que destronaba al movimiento circular uniforme de su posición preeminente.

Su tercera ley del movimiento planetario (los cuadrados de los períodos de revolución son proporcionales a los cubos de los ejes mayores de las órbitas) aparece en Harmonices mundi (La armonía del mundo, 1619).

Completó y publicó las célebres Tablas rudolfinas (1627), iniciadas por Tycho Brahe y llamadas así en homenaje al ex emperador Rodolfo II de Bohemia, que le brindara su protección para satisfacer su pasión por la astrología.

Observó y describió una nova (1604) y tres cometas (1618), reconociendo que estos últimos no eran fenómenos atmosféricos (como sostenía Aristóteles) sino cuerpos celestes. Previó exactamente el pasaje de Mercurio por el Sol, observado un año después de su muerte por Gassendi; atribuyó las mareas a la atracción lunar; concibió una fuerza atractiva universal y quiso explicar el movimiento planetario como debido a fuerzas tangenciales producidas por torbellinos de éter.

Su Astronomiae pars optica (Parte óptica de la astronomía, 1604) es quizá el primer tratado moderno de óptica; en él define el rayo luminoso, explica la reflexión y da una ley aproximada de la refracción (la ley exacta fue dada más tarde por Snell).

Estudió en detalle (1611) el anteojo astronómico que Galileo acababa de reinventar.

Con su Epítome a la astronomía copernicana (1618-1621), no sólo contribuyó a difundir el nuevo sistema del mundo, sino que se situó entre los historiadores de su ciencia, ya que narró el proceso que, iniciado por Copérnico, culminó en Galileo y en él mismo.

Se interesó por problemas de filosofía de la ciencia, sosteniendo, en su edad madura, que la matemática no puede descubrir las leyes naturales y que toda hipótesis científica debe ser validada por la observación.

Conservó, sin embargo, diversos prejuicios neoplatónicos y, quizá para ganarse la vida, escribió almanaques astrológicos; en sus propias obras astronómicas hizo literatura astrológica.

Fue, junto con Galileo, quien más contribuyó a que el mundo científico de su época abandonase la cosmografía tolemaica y la física peripatética y aceptase el sistema copernicano, al que libró de varios defectos.

 Cuando Newton quiso poner a prueba sus leyes de la dinámica, no hizo sino verificar que de ellas se deducían las leyes cinemáticas descubiertas por Kepler.

Ecuación de Kepler es la ecuación de la forma x — e sen x= a, donde e es la excentricidad de la órbita del planeta, x la anomalía verdadera y a una constante que depende de la anomalía media y del período de rotación del planeta.