Fixsterne, d. i. feste, unbewegliche Sterne, heißen bei weitem die meisten uns sichtbaren Sterne, und zwar deshalb, weil sie scheinbar immer dieselbe gegenseitige Lage und Entfernung behalten. Ihre scheinbare Bewegung, vermöge welcher sie auf- und untergehen und am Himmel teils größere oder kleinere Bogen beschreiben, teils ganze Kreise, von denen der, welchen der sog. Polarstern beschreibt, so klein ist, daß dieser Stern fast ganz stillzustehen scheint, ist die Folge der täglichen Bewegung der Erde um ihre Achse. Hätte die Erde nur diese, so würde uns der gestirnte Himmel, an demselben Orte auf der Erde beobachtet, das ganze Jahr hindurch zu gleichen Stunden der Nacht einen gleichen Anblick gewähren, was bekanntlich nicht der Fall ist. Infolge der Bewegung der Erde um die Sonne oder des scheinbaren Fortrückens der Sonne unter den Sternen ändert sich der einer bestimmten Nachtstunde entsprechende Anblick des Himmels mit den Jahreszeiten. Derselbe Stand der Sterne tritt an jedem Tage vier Minuten früher als am vorhergehenden ein und trifft nach einem Jahre wieder genau auf dieselbe Nachtstunde. Die Entfernung der ist noch immer mit wenigen Ausnahmen unbekannt, muß aber bei allen gußerordentlich groß sein. Um sie zu bestimmen, hat man seit Bradleys Zeit viele Versuche gemacht, die sog. jährliche Parallaxe einzelner F. aufzufinden, d. h. eine scheinbare Verrückung derselben wahrzunehmen, die, wie man glauben sollte, daraus entstehen müßte, daß wir uns, wenn wir die Sterne zu verschiedenen Zeiten im Nabre betrachten, an sehr verschiedenen Orten im Weltraume und daher in sehr ungleicher Entfernung von den Sternen befinden, die uns weiterauseinandergerückt oder enger zusammengedrängt scheinen müssen, je nachdem wir ihnen näher oder weiter von ihnen entfernt sind. Am zweckmäßigsten scheint es zu sein, die Beobachtungen an zwei Tagen, die gerade um ein halbes Jahr auseinanderliegen, anzustellen, weil wir dann an dem einen Tage am weitesten, nämlich gegen 300 Mill. Kilometer von dem Standpunkt entfernt sind, den wir am andern einnehmen. Da nun aber diese bedeutende Ortsveränderung, welche uns gewissen Sternen nähert, von andern entfernt, auf die beobachteten Stellungen der Sterne gar keinen merklichen Einfluß hat, so müssen dieselben so weit von uns entfernt sein, daß, gegen diese Entfernung gehalten, eine Weite von 300 Mill. Kilometer gleichsam nur ein Punkt ist und Linien, die von den Endpunkten des Durchmessers der Erdbahn, dem diese Länge zukommt, nach einem und demselben F. gezogen gedacht werden, nur einen außerordentlich kleinen und daher für uns unmerklichen Winkel bilden. Wenn dieser Winkel bei irgendeinem Sterne auch nur zwei Sekunden beträgt, so wäre er für uns merklich; dann aber müßte der Stern 206000mal weiter als die Sonne oder über 30 Billionen Kilometer von uns und dem ganzen Sonnensystem entfernt sein. Da aber eine solche Größe des gedachten Winkels noch bei keinem Sterne beobachtet worden, so muß man annehmen, daß die meisten F. noch viel weiter entsernt sind. In der neuesten Zeit haben die Astronomen Struve, Bessel u. a. bei einigen F. eine sehr kleine Parallaxe wahrzunehmen geglaubt und hieraus eine Entfernung der von ihnen beobachteten Sterne abgeleitet. Der nächste aller bisher gemessenen Sterne ist & im Centaurus, der schönste Doppelstern des südl. Himmels, dessen Entfernung etwas über 33 Billionen Kilometer beträgt. Schon in den ältesten Zeiten hat man die Sterne in Sternbilder (. d. nebst 2 Tafeln) abgeteilt. Viele der glänzendsten Sterne haben besondere arab., griech. oder lat. Namen. Nach dem verschiedenen Orade von Glanz und Helligkeit, welchen die Sterne besitzen, teilt man sie ferner in Sterne der ersten Größe, welche die hellsten sind, der zweiten, dritten und vierten Größe u. s. w., wiewohl diese Einteilung viel Willkürliches hat. Die kleinsten, welche ein mittleres Auge noch unbewaffnet erkennen kann, bezeichnet man gewöhnlich als Sterne der sechsten Größe. Die Sterne der folgenden Größenklassen sind nur teleskopisch, d. h. mit Fernrohren wahrnehmbar, und die schwächsten, die mit den stärksten Fernrohren noch wahrgenommen werden, rechnet man ant seit zur fünfzehnten Größe. In England ist seit Herschel eine etwas andere Größenskala noch teilweise gebräuchlich, sodaß die Sterne unserer vierzehnten Größenklasse etwa der 916 Werfa nach Herschel entsprechen. Wie groß die Verschiedenheit des Glanzes der „Sterne ist, läßt sich daraus abnehmen, daß das Licht des Sirius, des glänzendsten von allen F. ungefähr 300mal so groß ist als das eines mittlern Sterns der sechsten Größe und etwa 1 Mill. mal so groß als das eines Sterns fünfzehnter Größe. Zu den Sternen der ersten Größe rechnet man gewöhnlich auf der nördl. Halbkugel des Himmels: Aldebaran (im Stier), Arktur (im Bootes), Atair lim Adler), Beteigeuze (im Orion), Capella (im Fuhrmann), Procyon (im Kleinen Hund), Regulus (im Löwen), Wega (in der Leier); auf der südl. Halbkugel: Acharnar (im Eridanus), Antares (im Skorpion), Canopus (im Schiff Argo), Fomahaud (im südl. Fische), Rigel (im Orion), Sirius (im Großen Hund), Spica (in der Jungfrau) und die beiden mit dem Buchstaben bezeichneten Sterne im Centaurus und im Südlichen Kreuze, welche keine besondern Namen haben. Die F. erscheinen selbst in den besten, am stärksten vergrößernden Fernrohren, und zwar selbst die glänzendsten der ersten Größe, nicht als kleine Scheiben, wie sämtliche Planeten, sondern als leuchtende Punkte ohne einen merkbaren Durchmesser, und desto kleiner, je besser die Fernrohre sind, und demnach ist uns die wahre Größe der F. völlig unbekannt. Ob also der größere Glanz eines Sterns im hecerh mit einem andern von seiner größern Nähe oder seiner beträchtlichern Größe oder seinem intensivern Licht oder mehrern dieser Ursachen zusammen herrührt, darüber läßt sich nichts bestimmen. Indessen läßt sich aus triftigen Gründen vermuten, daß die F. im allgemeinen nicht kleiner als die Sonne, ja zum Teil, was z. B. vom Sirius gilt, noch weit größer sind. Hinsichtlich ihres Lichts ist nur so viel ausgemacht, daß es jedem F. eigentümlich oder daß sämtliche F. gleich unserer Sonne selb tleuchtende Körper sind. Die Zahl der Sterne ist außerordentlich groß und natürlich unbekannt und völlig unbestimmbar; mit bloßen Augen erkennt man zwar nur wenige Tausende, indem man 15 —20 zur ersten, 50 — 60 zur zweiten, etwa 200 zur dritten, 4 — 500 zur vierten, 11 —1200 zur fünften Größe zu rechnen pflegt, in den folgenden Klassen vergrößern sich die Zahlen von einer Größenklasse zur andern um das Zwei-bis Dreifache. Am dichtesten stehen die Sterne innerhalb desjenigen Teils des Himmels, welcher die Milchstraße (s. d.) genannt wird und größtenteils aus Sternen der zehnten und elften Größe besteht; im dichtesten Teile derselben sah Herschel der Altere in einer Viertelstunde 116000 Sterne durch das Gesichtsfeld seines Teleskops gehen. Daß die F. nicht eigentlich ihrem Namen gemäß unbewegliche Sterne sind, zeigen die Doppe sterne (. d.), welche nichts anderes sind als Systeme von zwei oder mehrern verbundenen Sternen, die sich umeinander oder vielmehr um ihren gemeinschaftlichen Schwerpunkt bewegen. Von anderer Art ist die von we entdeckte sog. eigene Bewegung vieler Sterne, welche darin besteht, daß sie langsam nach einer oder der andern Richtung fortrücken. Die schnellste bisher beobachtete Bewegung dieser Art beträgt indessen nur 7 Sekunden jährlich, alfo erst in etwa 270 der & so viel als der scheinbare Durchmesser der Sonne oder des Mondes. Demnach können Jahrtausende vergehen, ohne daß diese Bewegungen eine erhebliche Veränderung in der Ansicht des gestirnten Himmels hervorbringen, wenn auch die uns so langsam erscheinenden Bewegungen wegen der ungeheuern Entfernung der Sterne im Grunde außerordentlich schnell enannt werden müssen. Nach Bessel haben von ast 3000 Sternen, die er untersuchte, 425 eine merkliche eigene Bewegung (jährlich über /6 Sekunde); in der neuesten Zeit haben Argelander und andere Astronomen Verzeichnisse von F. mit eigener Bewegung geliefert, und gegenwärtig zählt man schon über 2000 Sterne mit deutlich erkannter Eigenbewegung. Nicht nur die Doppelsterne, sondern auch die übrigen einzeln stehenden Sterne erscheinen nicht alle mit gleicher Farbe, einige gelblich, andere rötlich u. s. w. Folgende helle Sterne zeigen ein entschieden weißes oder farbloses Licht: Sirius, Spica, Wega; rote Sterne sind Aldebaran, Arktur, Antares, Beteigeuze; gelbe Capella, Procyon, der Polarstern. Ob im Laufe der Jahrhunderte Veränderungen in der Farbe der Sterne vorkommen, ist nicht sicher entschieden, obwohl Sirius, der glänzendste aller F., von entschieden weißem Lichte, von den Alten zu den roten Sternen gezählt wurde. Andere Veränderungen betreffen die relative Helligkeit der Sterne. Den alten Nachrichten zufolge war 8 im Großen Bären sonst zweiter, jetzt ist er vierter Größe; auch der Stern Aldebaran scheint abgenommen zu haben. Das Gegenteil ist vielleicht von dem Stern Atair im Adler anzunehmen. Auffallender als diese allmählichen und schwer nachzuweisenden Veränderungen sind die periodischen und in kürzern Zeiträumen sich wiederholenden, welche mehrere Sterne zeigen, die man deshalb veränderliche oder auch periodische nennt. Man kennt bis jetzt schon über 150 derselben, unter denen die auffallendsten und merkwürdigsten o im Walfisch lauch Mira oder der Wunderbare genannt) und Algol im Perseus sind. Der erstere, zuerst von Fabricius 1596 bemerkt, erreicht alle 331 Tage seinen größten Glanz, erscheint dann kurze Zeit in demselben als Stern der zweiten, zuweilen sogar der ersten, oft auch nur dritten Größe, nimmt hierauf zwei bis drei Monate ab bis zur sechsten, zuweilen sogar bis zur zehnten Größe, sodaß er dann ein halbes Jahr dem bloßen Auge und in der Regel auch für kleinere Fernrohre unsichtbar bleibt, und nimmt dann allmählich wieder zu, aber schneller als er abgenommen hatte; mit bloßen Augen kann man ihn während seiner Periode drei bis vier Monate lang sehen. Der Stern Algol, 1667 von Montanari als veränderlich erkannt, hat unter allen bekannten veränderlichen Sternen die kürzeste Periode von nur 2 Tagen 20½ Stunden. Er erscheint gewöhnlich und zwar zwei Tage 12 — 13 Stunden lang als Stern der zweiten Größe, nimmt dann etwa 4 Stunden ab, erscheint ½ Stunde lang kaum als Stern der vierten Größe und nimmt dann wieder 4 Stunden lang zu. Man hat diese rätselhaften Erscheinungen auf verschiedene Art zu erklären gesucht, entweder dadurch, daß diese Sterne sich um ihre Achse drehen und auf ihrer Oberfläche hellere und dunklere Stellen haben, die abwechselnd sichtbar werden, oder dadurch, daß sich ein großer dunkler Körper um jene Sterne bewegt und, wenn er zwischen ihnen und der Erde steht, ihr Licht ganz oder teilweise auffängt, oder durch eine linsenförmige Bildung dieser Sterne u. s. w.; doch könnten auch wirkliche Veränderungen der Helligkeit die Ursache sein. Den veränderlichen Sternen verwandt sind wahrscheinlich die neuen Sterne, d. h. diejenigen, die plötzlich zum Vorschein kommen und dann wieder spurlos verschwinden, sich aber während ihrer Sichtbarkeit ganz wie F. verhalten und den Gedanken an eine kometenartige Natur ganz ausschließen. Solche Sterne wurden z. B. gesehen im J. 134 v. Chr., wahrscheinlich auch 389 n. Chr., 945, 1264. Der berühmteste ist der von 1572 (11. Nov. von Tycho Brahe entdeckt und sichtbar bis März 1574); andere erschienen 1604 (10. Okt. von Kepler entdeckt und sichtbar bis Okt. 1605), 1670, 1848 und 1866. Indessen sind die beiden letzten nicht ganz verschwunden, sondern veränderlich, und man rechnet daher alle diese Sterne zu den periodischen; die Periode ist nd und unregelmäßig, und letzteres gilt auch von dem Lichte. Fraunhofer stellte zuerst fest, daß die F. Spektren aben, dem unserer Sonne ähnlich. Die Entdeckung der . hat nähere Untersuchungen veranlaßt, und Secchi unterscheidet nach den verschiedenartigen Spektren vier Haupttypen von Sternen. Dem ersten Typus gehört etwa die Hälfte der untersuchten Sterne an, dazu gehören die weißen und wenig bläulichen Sterne, z. B. Wega, Sirius, Atair, Regulus, Rigel; das Spektrum zeigt hauptsächlich vier dunkle Linien, die auf eine dicke absorbierende Schicht von Wasserstoff hindeuten. Ein Drittel der Sterne gehört zum zweiten Typus und zeigt das Spektrum unserer Sonne; dahin gehören Capella, Pollur, Arktur, Aldebaran, Procyon u. s. w., bei welchen man dieselbe stoffliche Zusammensetzung wie bei unserer Sonne annimmt. Zum dritten Typus gehört die Mehrzahl der übrigen Sterne, besonders die roten: Orionis, 6 Pegasi, Mira Ceti, Antares, 4 Hercules u. s. w., bei welchen die Absorptionslinien mehr Streifen als Linien sind; da besonders die Linie D sehr stark ist, nimmt man hier das Vorherrschen von Magnesium, Natrium und Eisen an. Den vierten Typus haben einige schwächere Sterne; er zeichnet sich im Spektrum durch drei helle Bänder aus, wodurch die größte AÄhnlichkeit mit dem Kohlenspektrum entsteht. Die Litteratur über F. s. unter Astronomie.