Animace Měsíce, jak cykluje svými fázemi, jak je vidět ze severní polokoule. Zjevné kolísání Měsíce je známé jako librace. zdánlivá změna velikosti je způsobena excentricitou oběžné dráhy Měsíce.
Lunární fáze nebo fáze Měsíce je vzhled osvětlené (osvětlené) části Měsíce tak, jak ji vidí pozorovatel, obvykle na Zemi. Lunární fáze se cyklicky mění podle toho, jak Měsíc obíhá kolem Země, podle měnících se relativních pozic Země, Měsíce a Slunce. Jedna polovina měsíčního povrchu je vždy osvětlena Sluncem (s výjimkou zatmění Měsíce), a proto je jasná, ale část osvětlené polokoule, která je pozorovateli viditelná, se může pohybovat od cca 100% (úplněk) do 0% (nový Měsíc). Lunární terminátor je hranice mezi osvětlenou a neosvětlenou polokoulí.
Lunární fáze závisí na postavení Měsíce na oběžné dráze kolem Země a na postavení Země na oběžné dráze kolem Slunce. Tento diagram (nikoli v měřítku) se dívá dolů na Zemi ze severu. Oběžná dráha Země i Měsíce se otáčí proti směru hodinových ručiček. Sluneční světlo (žluté šipky) přichází zprava. Lze například vidět, že úplněk vždy vyjde při západu Slunce a že ubývající srpek Měsíce je vysoko nad hlavou kolem 9:00 místního času.
Lunární fáze jsou výsledkem pohledu na osvětlenou polovinu Měsíce z různých pozorovacích geometrií; nejsou způsobeny stínem Země nebo sluncem dopadajícím na povrch Měsíce (k tomu dochází pouze při zatmění Měsíce).
Měsíc vykazuje různé fáze, jak se mění relativní pozice Slunce, Země a Měsíce, objevuje se jako úplněk, když jsou Slunce a Měsíc na opačných stranách Země, a jako nový Měsíc (tmavý Měsíc), když jsou na stejné straně. Fáze úplňku a nového Měsíce jsou příklady syzygie, které nastávají, když Země, Měsíc a Slunce leží (přibližně) v přímce. Doba mezi dvěma úplňky (měsíčním měsícem) je v průměru asi 29,53 dne (29 dní, 12 hodin, 44 minut) (proto byl odvozen koncept časového rámce přibližného měsíce). Tento synodický měsíc je delší než doba, kterou Měsíc potřebuje k jednomu oběhu kolem Země vzhledem k pevným hvězdám (hvězdný měsíc), což je asi 27,32 dne. Tento rozdíl je způsoben tím, že systém Země-Měsíc obíhá kolem Slunce ve stejnou dobu, kdy Měsíc obíhá kolem Země.
Skutečná doba mezi dvěma syzygiemi nebo dvěma fázemi je dost proměnlivá, protože oběžná dráha Měsíce je eliptická a podléhá různým periodickým odchylkám, které mění rychlost Měsíce. Když je Měsíc blíže k Zemi, pohybuje se rychleji; když je dále, pohybuje se pomaleji. Oběžná dráha Země kolem Slunce je také eliptická, takže rychlost Země se také mění, což také ovlivňuje fáze Měsíce.
Dalo by se očekávat, že jednou za měsíc, když Měsíc prochází mezi Zemí a Sluncem během novoluní, jeho stín dopadne na Zemi a způsobí zatmění Slunce. Stejně tak by se dalo očekávat, že během každého úplňku dopadne na Měsíc stín Země a způsobí zatmění Měsíce. Zatmění Slunce a Měsíce není pozorováno každý měsíc, protože rovina oběžné dráhy Měsíce kolem Země je nakloněna asi o pět stupňů vzhledem k rovině oběžné dráhy Země kolem Slunce (rovina ekliptiky). Tedy když nastane nový a úplněk, Měsíc obvykle leží na sever nebo na jih od přímé čáry přes Zemi a Slunce. Ačkoli zatmění může nastat pouze tehdy, když je Měsíc buď nový nebo úplněk, musí být také umístěn velmi blízko průsečíku roviny oběžné dráhy Země kolem Slunce a roviny oběžné dráhy Měsíce kolem Země (tedy na jednom z jeho uzlů). To se děje asi dvakrát za rok, a tak dochází ke čtyřem až sedmi zatměním v kalendářním roce. Většina z nich je zcela nevýznamná; velká zatmění Měsíce nebo Slunce jsou vzácná.
Fáze Měsíce, jak je vidět při pohledu ze severní polokoule směrem na jih. Na jižní polokouli bude každá fáze rotována o 180°. Horní část diagramu není v měřítku, protože Měsíc je mnohem dále od Země, než je zde znázorněno.
Fáze Měsíce dostaly následující jména v pořadí:
Poslední čtvrt srpku měsíce nad zemským obzorem je vyobrazen na snímku pořízeném členem posádky Expedice 24.
Když jsou Slunce a Měsíc srovnány na stejné straně Země, je Měsíc „nový“ a strana Měsíce viditelná ze Země není Sluncem osvětlena. Jak Měsíc dorůstá (množství osvětleného povrchu pozorovaného ze Země se zvyšuje), postupují měsíční fáze od fáze nového Měsíce, srpku Měsíce, první čtvrti Měsíce, gibbouse Měsíce a úplňku před návratem přes gibbouse Měsíce, třetí čtvrti (nebo poslední čtvrti) Měsíce, srpku Měsíce a fáze nového Měsíce. Termíny starý a nový Měsíc jsou zaměnitelné, i když nový Měsíc je běžnější. Poloměsíc se často používá k označení měsíců první a třetí čtvrti, zatímco termín „čtvrť“ odkazuje na rozsah oběhu Měsíce kolem Země, ne na jeho tvar.
Když je koule osvětlena na jedné polokouli a viděna z jiného úhlu, část osvětlené plochy, která je viditelná, bude mít dvojrozměrný tvar definovaný průsečíkem elipsy a kružnice (kde hlavní osa elipsy se shoduje s průměrem kružnice). Je-li půlelipsa vypouklá vzhledem k půlkruhu, pak tvar bude vypouklý (vypouklý směrem ven), zatímco je-li půlelipsa vypouklá vzhledem k půlkruhu, pak tvar bude půlměsíc. Když nastane srpek Měsíce, může být patrný jev zemského svitu, kdy noční strana Měsíce slabě odráží světlo ze Země.
Půlměsíc pořízen MPG/ESO 2,2metrovým dalekohledem na La Silla. Credit ESO.
Na severní polokouli, je-li levá strana Měsíce tmavá, pak světlá část roste a Měsíc je označován jako dorůstající (pohybující se směrem k úplňku). Je-li pravá strana Měsíce tmavá, pak se světlá část zmenšuje a Měsíc je označován jako slábnoucí (pohybující se směrem k novému Měsíci). Za předpokladu, že se divák nachází na severní polokouli, pravá část Měsíce je ta část, která stále roste (tj. je-li pravá strana tmavá, Měsíc tmavne; je-li pravá strana osvětlena, Měsíc zesvětluje). Na jižní polokouli je Měsíc pozorován vzhůru nohama (ve srovnání s pohledem ze severní polokoule) a opačné strany se zdají růst (vosk) a zmenšovat (slábnout).
Kalendář měsíčních fází květen – červen 2005
Průměrný kalendářní měsíc, což je 1/12 roku, je asi 30,44 dne, zatímco měsíční fáze (synodický) cyklus se opakuje v průměru každých 29,53 dne. Proto se načasování měsíčních fází posouvá v průměru téměř o jeden den pro každý následující měsíc. Fotografování měsíční fáze každý den po dobu jednoho měsíce, počínaje večerem po západu slunce a opakující se přibližně o 25 minut později každý následující den, konče ráno před východem slunce, by vytvořilo kompozitní obraz, jako je ukázkový kalendář od 8. května 2005 do 6. června 2005. 20. května není žádný obrázek, protože snímek by byl pořízen před půlnocí 19. května a po půlnoci 21. května. Podobně v kalendáři, který uvádí čas východu nebo západu měsíce, se některé dny zdají být přeskočeny. Když Měsíc vyjde jednu noc těsně před půlnocí, vyjde hned po půlnoci další (stejně tak s nastavením). ‚Přeskočený den‘ je jen kalendářní artefakt a ne Měsíc, který se chová divně.
Přibližné stáří Měsíce, a tedy i přibližnou fázi, lze vypočítat pro libovolné datum tak, že se vypočte počet dní od známého nového Měsíce (například 1. ledna 1900 nebo 11. srpna 1999) a tento modul se sníží o 29.530588853 (délka synodického měsíce). Rozdíl mezi dvěma daty lze vypočítat tak, že se odečte Juliánský denní počet jednoho od druhého, nebo existují jednodušší vzorce udávající (například) počet dní od 31. prosince 1899. Tento výpočet samozřejmě předpokládá dokonale kruhovou oběžnou dráhu, a proto může být nesprávný o několik hodin (také se stává méně přesným, čím větší je rozdíl mezi požadovaným a referenčním datem); je dostatečně přesný, aby se dal použít v aplikaci s novodobými hodinami ukazujícími měsíční fázi, ale specializované použití s ohledem na měsíční apogeum a perigeum vyžaduje složitější výpočet.