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月の静止点（または月点、夏至に似ている）とは、天の赤道から最も北または最も南に位置する月の相対的な位置のことです（天体座標系の赤緯と呼ばれる角度で測定され、緯度に相当します）。月は、1か月（具体的には約27.3日の回帰月）の間に北と南の位置の間で移動方向が変わるときに、見かけ上静止した状態になります。月の静止点の角度は、月の歳差運動により、約18.6年かけて約18.134°（北または南）から28.725°（北または南）の間で変化します。これらの極端な位置は、小月の静止点と大月の静止点と呼ばれます。
前回の小周回は2015年10月で、次回は2034年となる。前回の大周回は2006年で、直近は2024年12月だった。
現時点では、月がおうし座、オリオン座北部、ふたご座の方向、または時折ぎょしゃ座の最南端（大月期の場合など）に見えるときに北月期が起こります。月がいて座またはへびつかい座にあるときに南月期が起こります。地球の自転軸の歳差運動により、空における月の最北端と最南端の位置は西に移動し、約13,000年後には、北月期はいて座とへびつかい座で、南月期はふたご座付近で起こるようになります。
月の小静止時には、潮汐力が一部の場所でわずかに増加し、潮汐の振幅と潮汐による浸水が増大します。[ 1 ]
月が大止まりのとき、月の赤緯の範囲、ひいては月の出と月の入りにおける方位角の範囲が最大になります。その結果、中緯度から見ると、月の最高高度（観測者の子午線に月が接するように見える1日の瞬間）は、2週間で地平線上の最大値から最小値まで変化し、真北または真南（観測者の半球によって異なります）に位置します。同様に、月の出における方位角は北東から南東へ、月の入りにおける方位角は北西から南西へと変化します。
月の南中時刻は、イギリスやアイルランドに巨石建造物を建造した青銅器時代の社会にとって特別な意味を持っていたようだ。また、一部の新異教の宗教にとっても重要な意味を持つ。さらに、ニューメキシコ州のチャコ・キャニオン、コロラド州のチムニー・ロック、オハイオ州のホープウェル遺跡など、他の古代文化の遺跡においても、月の南中時刻に合わせて月の出や月の入りを合わせた配置が見られるという証拠が存在する。
月の赤緯が月の最大限界値（北緯または南緯約28.72度）に達したときに、月の主要な停留点が訪れます。一方、月の赤緯が月の最大限界値（北緯または南緯約18.13度）に達したときに、月の主要な停留点が訪れます。これらの値は、太陽、月、月の交点、近地点の正確な位置によって決まります。
月の周期現象は、春分や月食の時期に近い時期に発生します。これは、月の軌道傾斜角に周期項があり、太陽が月の軌道の交点と一直線になるとき、つまり月食シーズンの真ん中で、主要な周期項によって傾斜角が 0.135°増加するためです。[ 2 ]月の周期現象は、交点が天の分点と一直線になる時期の前後に発生し、太陽は交点の近くにあるため、これは太陽が天の分点、つまり春分または秋分の前後に発生することを意味します。
ノードが天体の春分点と一直線に並ぶ日付は、月が実際にその位置に到達する日付とは異なり、一年中いつでも起こり得ます。これは、前述の軌道傾斜角の変動と、月が赤経6時間または18時間（90°または270°）の位置に到達しなければならないことの両方が原因です。この一直線の並びは平均して6798.38日ごと（365. 25日のユリウス暦で18.613年、つまり18年と223日または224日）に起こりますが、ノードは振幅1.5°の変動を受けるため、並びが最大で約1か月遅れたり早まったりすることがあります。[ 2 ] 1901年から2100年の間、大月は1913年、1932年、1950年、1969年、1987年、2006年、2025年、2043年、2062年、2080年、2099年、小月は1904年、1922年、1941年、1959年、1978年、1997年、2015年、2034年、2052年、2071年、2090年である。
月の静止と月周期の極値という用語は互換的に使用されてきましたが、月周期の極値は特に18.6年周期の極値であり、月の静止は任意の周期の極値であると区別されています。[ 3 ]
月の静止という用語は、どうやらエンジニアのアレクサンダー・トムが1971年の著書『巨石造月面観測所』で初めて使用したようです。[ 4 ] lunisticeという用語はラテン語のluna-（月）+- stitium（停止）に由来し、月の赤緯の変動の極値を表します。
月の静止点、つまり月の静止点において、月は実際に静止しているわけではありません。地球から見た場合、月の赤緯の変化の方向が変わるだけです。
月の静止現象は巨石時代から知られていたと考えられています。高緯度地域では、18.6年の周期の中で月が周極になる時期があり[ 5 ]、地元の人々の注目を集めていたでしょう。他の緯度地域では、満月の時期には主要な月の静止現象によって景色が常に照らされていました。太陽が沈む頃には、月はすでに空高く昇っていました。
地球が自転するにつれて、夜空の星々は天の極の周りを円を描くように動いているように見えます。（この見かけ上の動きの1日周期は日周運動と呼ばれます。）すべての星は、観測者を取り囲む天球上に固定されているように見えます。地球上の位置が緯度と経度で測定されるのと同様に、この天球上の星の見かけ上の位置は、赤経（経度に対応）と赤緯（緯度に対応）で測定されます。地球上の北緯50度から見ると、赤緯が+50度の星は、夜間に見えるか昼間に隠れているかにかかわらず、恒星日（23時間56分4秒）ごとに1回、真上（最高点に達する）を通過します。
恒星とは異なり、太陽と月には固定された赤緯はありません。地球の自転軸は、軌道面（黄道）に垂直な線に対して約23.5°傾いているため、地球が太陽の周りを1回公転する間に、太陽の赤緯は夏至の+23.5°から冬至の-23.5°まで変化します。したがって、北半球では6月には正午の太陽が空高く昇り、昼の時間が12月よりも長くなります。南半球では状況は逆になります。この地軸の傾きが地球の四季の原因となります。
月の赤緯も変化し、27.3日の熱帯月ごとに1周期を一周します。そのため、月の赤緯は2週間弱で正の値から負の値へと変化し、再び正の値に戻ります。結果として、1か月足らずで、月が南中時（観測者の子午線に接する時）の高度は、空高くから地平線近くまで下がり、再び空高くへと移動します。
このように、月の赤緯は約4週間の周期で周期的に変化するが、この変動の振幅は18.6年の周期で変化する。月の静止は、この振幅が最小値または最大値に達した時点で起こる。
月は、地球の赤道面ではなく黄道面（太陽の周りを回る地球の軌道面）付近にとどまるという点で、他の惑星のほとんどの自然衛星とは異なります。月の最大赤緯と最小赤緯が変化するのは、地球の周りを回る月の軌道面が黄道面に対して約5.14°傾いているためであり、月の軌道傾斜角の空間的な方向は18.6年の周期で徐々に変化し、地球の自転軸の23.5°の傾きに交互に加算または減算されます。
したがって、月の最大赤緯は、およそ 18.3° (地球の自転軸の傾きより 5.14° 小さい) から 28.6° (5.14° 大きい) まで変化します。小月の静止時には、月は回帰月中に赤緯を +18.3° から −18.3° まで変化させ、合計 37° の範囲になります。それから 9.3 年後の大月の静止時には、月は月中に赤緯をおよそ +28.6° から −28.6° まで変化させ、合計 57° の範囲になります。この範囲は、月の高度が南中時に空高くから地平線近くまでわずか 2 週間 (半周回) で移動するのに十分な大きさです。
厳密に言えば、月の静止とは、地球の自転軸の方向と月の軌道交点の回転（月の交点歳差運動）に対して、18.6年ごとに繰り返される天球上の移動位置のことです。静止位置は、月が最大（正）赤緯から最小（負）赤緯まで移動するのにかかる2週間の間は持続せず、どちらの極値とも正確に一致することはまずありません。しかし、18.6年の静止周期は月の公転周期（約27.3日）よりもはるかに長いため、半周という短い期間での赤緯範囲の変化は非常に小さいです。地球の自転軸歳差運動により、宇宙空間における月の交点歳差運動の周期は月の静止間隔よりもわずかに短く、地球の自転軸の傾きは月の交点歳差運動の方向に対して非常に長い期間にわたって変化します。簡単に言えば、静止サイクルは、この2つの傾斜が組み合わさった結果生じる。
前述の通り、月食は日食とほぼ同時期に発生します。大月期には、昇交点では3月か4月に日食が起こり、降交点では9月か10月に日食が起こります。一方、降交点では月食が3月か4月に起こり、昇交点では月食が9月か10月に起こります。小月期には、状況は逆になります。大月期の場合、春分点付近の日食シーズンには奇数番目のサロス周期の日食と月食が起こり、秋分点付近の日食シーズンには偶数番目のサロス周期の日食と月食が起こります。小さな月食現象として、3月の春分付近の日食と月食は偶数番目のサロス周期で起こり、9月の春分付近の日食と月食は奇数番目のサロス周期で起こります。
月の出と月の入りの方位角（水平方向）は、月の27.322日の回帰月によって変化し、各回帰月における方位角の変化は、月の自転停止期間（18.613年）によって変化する。
上述の効果により、18.6年の周期の中で、月が地平線から最も高い角度（高度角）に達する時期（赤道に近すぎない緯度の場合）は、春であれば新月の約1週間後、秋であれば新月の約1週間前に訪れます。つまり、この時期は半月で、春であれば日没時、秋であれば日の出時に最も高い位置にあることになります。冬には、その時期から3か月後に、月は真夜中に満月とほぼ同じ高さ（月の直径の約半分ほど低い）になります。また、18.6年の周期の他の時期には、真冬の真夜中、つまり熱帯暦の月の満ち欠けの時期に、満月が最も高い位置にあることもあります。
地球上の北緯55度または南緯55度における、月の出と月の入りの方位角を、月が空を横切る最も狭い弧と最も広い弧の軌跡について、以下の表に示します。方位角は真北からの度数で表され、地平線が遮られていない場合に適用されます。また、月の満ち欠けの主静止と副静止の中間時刻における値も示しています。
満月の弧は一般的に冬至に最も広くなり、夏至に最も狭くなります。新月の弧はそれとは逆になります。上弦の月の弧は一般的に春の半ばに最も広くなり、秋の半ばに最も狭くなります。下弦の月の弧はそれとは逆になります。
中緯度（赤道や両極に近すぎない地域）の観測者にとって、月は24時間周期で観測者の子午線に達したときに空で最も高くなります。月は1ヶ月を通して、この南中高度が変化し、最大値と最小値が生じます。次の表は、北緯55度または南緯55度の観測者における、月の交点周期の異なる時点でのこれらの高度を示しています。最大南中と最小南中は約2週間間隔で発生します。
以下の表は、月の交点が春分点を通過した、または通過するおおよその日付を示しています。月の最大赤緯は、詳細な軌道に応じて、これらの時期から数か月以内、春分点に近い時期に発生します。[ 6 ]これらの日付は、平均交点の経路から計算されており、日付を数週間ずらす可能性のある小さな周期的な変動は考慮されていません。[ 7 ]
北緯62度以北、例えばアラスカ州フェアバンクスなどでは、満月の夜には真北に半月が見える。月が満ちていく場合は夜明けに、欠けていく場合は日没に半月が見える。
月の小静止時には、太陽天体の潮汐力（重力）がより整列します。これにより、18.6 年周期で潮汐の振幅と潮汐による浸水が増加します。 [ 1 ]赤道太平洋の海面水温と南太平洋の気圧は、熱帯月に月が到達する赤緯と相関があり、エルニーニョ・ラニーニャ振動に影響を与える可能性があります。[ 8 ] [ 9 ]
より詳細な説明は、最初の図に示すように、天球上における太陽と月の軌道という観点から考えるのが最適です。この図は、中心にある地球を取り囲む抽象的な球体を示しています。地球は、その自転軸が垂直になるように配置されています。
定義上、太陽は常に黄道（空を横切る太陽の見かけ上の経路）上にあり、地球はその経路の平面に対してe = 23.5°の角度で傾いており、365.25636日で太陽の周りを一周します。これは、歳差運動によって地球の傾斜方向が変化するため、1年よりわずかに長くなっています。
月の地球周回軌道（点線で示す）は、黄道面に対してi = 5.14° の角度で傾いています。月は 27.32166 日で地球の周りを一周します。月が黄道面を横切る 2 つの点は、軌道交点として知られており、それぞれ「N1」と「N2」（昇交点と降交点）で示され、それらを結ぶ線は交点線として知られています。月の軌道面の歳差運動により、これらの交点と日食の位置は、18.6 年周期で黄道面を徐々に移動します。
図を見ると、月のノード線（N1とN2）が図示されているよりも少し回転して地球の赤道と一致すると、月の軌道は地球の赤道に対して最も急な角度に達し、9.3年後には最も緩やかな角度になることがわかります。月の軌道の5.14°の赤緯（傾き）は、地球の自転軸の傾斜（23.439°）に加算（大静止）するか減算（小静止）します。
このことが月の赤緯に及ぼす影響は、2 番目の図に示されています。月が地球の周りを公転する交点周期の間、その赤緯は – m ° から + m ° まで変動します。ここで、m は( e – i ) ≤ m ≤ ( e + i )の範囲の数です。小停止 (例えば 2015 年) では、月の赤緯は 1 か月あたり –( e – i ) ≈ –18.5° から +( e – i ) ≈ 18.3° まで変化します。大停止 (例えば 2005 ～ 2006 年) では、月の赤緯は毎月約 –( e + i ) ≈ –28.6° から +( e + i ) ≈ 28.5° まで変化しました。
しかし、さらに微妙な点が状況を複雑にしています。太陽の引力によって月は黄道面に引き寄せられ、173 日周期で約 9 分角のわずかな揺れが生じます。2006 年、この影響により、昇交点と降交点が一直線に並んだのは 6 月でしたが、月の赤緯が最大になったのは 6 月ではなく 9 月でした (3 番目の図参照)。赤緯の絶対値が最大になったのは、その前の 3 月で、-28.7215° でした。[ 10 ]
各静止周期における観測される最大値は、観測時の地球上の位置によって異なります。月は地球に比較的近いため、地球表面から観測した場合、月の視差によって赤緯が（最大0.95°）変化します。これは、地球の中心から見た月の赤緯（地球の中心からの月の赤緯）とは大きく異なるためです。したがって、地球の中心からの赤緯は、観測された赤緯と最大で約0.95°異なる可能性があります。この視差の大きさは緯度によって異なります。
大気屈折（月の光が地球の大気を通過する際に曲がる現象）は、観測される月の赤緯を変化させる。特に、大気が厚い（深い）低高度では、その変化は顕著になる。
世界のあらゆる場所からすべての極大期が観測できるわけではありません。特定の観測地点では、極大期に月が地平線の下にある場合があり、月が昇る頃には、他の日に観測可能な極大期よりも赤緯が低くなっている可能性があります。
このセクションおよび表中の日付と時刻は協定世界時（UTC）であり、すべての天体の位置は視差と屈折の影響を含めた地心視座標で表され、月の満ち欠けは月面のうち照らされている部分の割合として示されていることに注意してください。
2006年、地球の中心から見た月の赤緯が最小になったのは、3月22日16時54分（協定世界時）で、月の見かけの赤緯は-28:43:23.3でした。次に小さかったのは、9月29日20時33分（赤緯-28:42:38.3）と9月2日13時12分（赤緯-28:42:16.0）でした。
地球の中心から見た月の赤緯が最大になったのは、9月15日午前1時26分で、赤緯は+28:43:21.6に達した。次に大きかったのは4月4日午前7時36分で、赤緯は+28:42:53.9に達した。
しかし、これらの日時が地球表面の観測者にとっての最大値と最小値を表すものではありません。
例えば、屈折と視差を考慮すると、オーストラリアのシドニーで9月15日に観測された極大は、実際には数時間早く、しかも日中に発生しました。この表は、イギリスのロンドンとオーストラリアのシドニーの両方から実際に観測できた（つまり、完全な日中ではなく、月が地平線上にある状態で）主要な月の静止を示しています。
地球上の他の場所における月の位置は、JPLの天体暦計算ツールを使用して計算できます。
