Fixstern
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Fixstern (von lateinisch stellae fixae „fest stehende Sterne“) ist eine aus der Antike stammende Bezeichnung für die scheinbar unverrückbar am Nachthimmel stehenden (also fixen) und stets dieselbe Stellung zueinander einnehmenden Sterne, die zusammen mit der Himmelssphäre den Sternenhimmel bilden. Durch ihre gegenseitigen Positionen, die freiäugig als unveränderlich erscheinen, bilden sie die uns bekannten Sternbilder und Konstellationen. Die beobachtbare scheinbare Bewegung dieser „Fixsterne“ im Verlaufe einer Nacht (oder eines Jahres) von Osten nach Westen über das von der Erde aus sichtbare Firmament entsteht durch die Erdrotation bzw. durch den Umlauf der Erde um die Sonne.
Im antiken und mittelalterlichen Weltbild, das sich am Augenschein orientiert, drehen sich die Fixsterne und die Kugelschale des Himmelsgewölbes mit gleichförmiger Winkelgeschwindigkeit um die Weltachse. Der Radius dieser Kugelschale ist nach Ptolemäus (150 n. Chr.) gegenüber der Erde unfassbar groß, sodass die Richtung zu einem Fixstern von allen Punkten der Erdoberfläche als parallel gelten kann. Über die mögliche Entfernung der Fixsterne und ihre Natur ließ sich bis ins 18. Jahrhundert nur spekulieren.
Gegensatz Fixstern – Wandelstern
Früher verstand man als Gegensatz zu den Fixsternen die Wandelsterne (wie z. B. Planeten oder Monde), die innerhalb kurzer Zeiträume ihre Position am Himmel merklich verändern. Ihre Entfernung musste wesentlich kleiner sein, insbesondere beim Erdmond, dessen genaue Stellung vor dem Sternhintergrund von der eigenen Position abhängt.
Tatsächlich besitzen Fixsterne entgegen ihrem Namen ebenfalls eine Eigenbewegung, wie James Bradley 1728 erkannte. Die Bezeichnung Fixsterne ist deswegen aus heutiger Sicht unpräzise und wird zunehmend durch Sterne ersetzt.
Bewegungen der Fixsterne
- Bei den meisten Fixsternen führt ihre tatsächliche Bewegung im Raum wegen der großen Entfernungen von der Erde nur zu einer sehr geringen Eigenbewegung an der gedachten Himmelskugel, sodass sich der Fixsternhimmel erst über viele Jahrtausende merklich verändert und im Wesentlichen heute noch so aussieht wie in der Antike. Der Stern mit der bislang größten bekannten Eigenbewegung ist Barnards Pfeilstern; er verändert seinen Ort um 0,3° pro Jahrhundert, ist aber freiäugig nicht sichtbar.
- Die Umlaufbewegungen der Komponenten von visuellen, im Teleskop trennbaren Doppelsternen und Mehrfachsternsystemen führen ebenfalls zu messbaren Änderungen der Sternörter.
- Weitere Effekte, die eine scheinbare Bewegung von Sternen am Himmel verursachen, ergeben sich aus dem Umlauf der Erde um die Sonne. Aufgrund der Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit ergibt sich eine scheinbare Veränderung der Sternörter um einen von der Geschwindigkeit der Erde abhängigen Wert, der als stellare Aberration bezeichnet wird. Darüber hinaus verschieben sich nahe Sterne periodisch gegenüber dem Hintergrund der weiter entfernten Sterne, da sie von einer leicht unterschiedlichen Blickrichtung aus gesehen werden. Der Effekt wird als trigonometrische oder jährliche Parallaxe bezeichnet und kann zur Entfernungsmessung verwendet werden.
Mit bloßem Auge können am gesamten Himmel etwa 3.000 bis 6.000 Fixsterne wahrgenommen werden, davon aber nur rund die Hälfte gleichzeitig von einem irdischen Standort. Sie alle sind Sterne der Milchstraße und befinden sich in sehr unterschiedlichen Entfernungen von uns. Die meisten der heute geschätzten 100 Milliarden Sterne der Milchstraße sind jedoch mit bloßem Auge nicht sichtbar, da sie entweder zu lichtschwach, zu weit entfernt oder von anderen astronomischen Objekten verdeckt sind.
Das dem Sonnensystem nächstgelegene Sternsystem ist das Alpha-Centauri-System, welches aus zwei (bzw. drei) (Fix-)Sternen besteht.
Siehe auch
- Scheinbare Helligkeit – wie hell ein Himmelskörper für einen Beobachter auf der Erde erscheint
- Sternörter, Fundamentalsterne
