Aberration der Fixsterne, durch die Bewegung der Erde um die Sonne bedingte jahreszeitliche Änderung der Position der Fixsterne. Im heliozentrischen System stellt sich die Beobachtung mittels eines (mit der Erde mitbewegten und auf einen am Pol der Ekliptik stehenden Stern ausgerichteten) Fernrohres so dar, daß das Licht, das vom Stern durch die Mitte des Objektivs geht, das Okular nicht in der Mitte trifft, sondern – weil sich das Fernrohr mit der Erde ein Stück weiterbewegt hat – an einer entgegen der Bewegungsrichtung versetzten Stelle (Abb.).

Dadurch scheint dem Beobachter die Einfallsrichtung um einen Winkel β gegenüber der Normalen abzuweichen. Für diesen Winkel, die Aberrationskonstante, gilt: β≈tgβ = vΔt/(cΔt) = v/c = 20,49552″, wobei c die Vakuumlichtgeschwindigkeit, v die Bahngeschwindigkeit der Erde (29,8 km/s) und Δt die Laufzeit des Lichtes im Fernrohr bezeichnet. Da die Bewegungsrichtung der Erde im Jahresverlauf sich gegenüber dem Stern ändert, bewegen sich Sterne an den Ekliptikpolen scheinbar längs eines Kreises um ihren wahren Ort. Für einen Stern mit der Poldistanz δ ist es eine Ellipse mit der großen Halbachse β und der kleinen Halbachse β·cos δ.

Die A. zeigt die (nahezu) kreisförmige Bewegung der Erde um die Sonne auf und bestätigt damit das Kopernikanische System. Charakteristisch für sie ist, daß die scheinbare Verschiebung des Sterns in Richtung der Erdbewegung erfolgt und unabhängig von der Entfernung des Sterns ist.

Die A. wurde 1728 von J. Bradley bei dem Versuch entdeckt, die jährliche Parallaxe von Fixsternen zu messen, was jedoch erst 100 Jahre später F.W. Bessel gelang.

Aberration der Fixsterne: Lichtweg bei der Beobachtung eines Sterns S von der Erde aus. v Geschwindigkeit der Erde, c Vakuumlichtgeschwindigkeit, S' scheinbarer Ort des Sterns, β Aberrationskonstante.