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月の満ち欠けとは、遠くから見た月の昼と夜の見かけの形を指します。月は地球に潮汐固定されているため、満ち欠けの周期は1朔望月で、常に地球に面している月の同じ面を一周します。一般的に、4つの主要な満ち欠けは、新月、上弦の月、満月、下弦の月です。4つの副次的な満ち欠けは、上弦の三日月、上弦の凸月、下弦の凸月、下弦の三日月です。朔望月とは、同じ満ち欠けが連続して繰り返される間の時間です。月の軌道の離心率のため、この期間は完全に一定ではありませんが、平均すると約29.5日です。
月の見え方（月の満ち欠け）は観測者の緯度によって異なり、北半球と南半球の観測者では逆になります。月の見え方は、地球の周りを回る月と太陽の周りを回る地球の相対的な軌道位置が変化するにつれて、太陰月の間に徐々に変化します。月の見える面は、軌道上の月の位置によって太陽光が当たる度合いが異なり、太陽光が当たる部分は0%（新月）からほぼ100%（満月）まで変化します。[ 1 ]
月は地球の周りを公転しながら自転し、太陽に対する向きを変えて朔望月日を経験します。朔望月日は、地球に潮汐固定されているため、朔望月（地球の周りを一周する朔望周期）に相当します。月は太陽に潮汐固定されていないため、月の昼と夜の両方が月の周りに存在します。朔望月日の間、太陽による月の照らす位置の変化は、地球から月の満ち欠けとして観測できます。遠くから見ると、三日月が日の出、三日月が日の入りの段階になります。[ 2 ]
月には、新月、上弦の月、満月、下弦の月（第三四半期または最終四半期とも呼ばれる）という4 つの主要な（主要な、または主要な）位相があり、そのとき月の黄経は、太陽に対して（地球の中心から見た場合）それぞれ 0°、90°、180°、270° の角度をなしています。[ 3 ] [ a ]これらの位相は、地球上の異なる場所でわずかに異なる時間に現れるため、表に示された時刻は常に地心（地球の中心で計算）です。
主要な位相の間には中間位相があり、その間、照らされた月の見かけの形は三日月または凸月になります。平均して、中間位相は朔望月の4分の1、つまり7.38日間続きます。[ b ]
月の見かけの形が新月から満月に向かって厚みを増していく中間段階を「満ちていく」といい、月の形が薄くなっていく段階を「欠けていく」といいます。満月から新月（または新月から満月）までの期間は、約13日22時間半から約15日14時間半まで変化します。
地球の北半球では、月が子午線と黄道に対して相対的に運動するため、次のようになります。
西洋文化以外では、月の満ち欠けの数が異なる場合があります。例えば、ハワイの伝統文化では、月の満ち欠けは合計30段階（1日1段階）です。[ 4 ]
太陽と月が地球の同じ側で一直線に並ぶとき（合）、月は「新月」となり、地球に面した月面は太陽の光を受けません。月が満ちていくにつれて（地球から見て照らされている月の表面面積が増えるにつれて）、新月、三日月、上弦の月、凸月、満月と月の満ち欠けが進みます。その後、月は凸月、下弦の月、三日月を経て欠けていき、再び新月に戻ります。
古い月と新しい月という用語は互換性がありません。「古い月」は、太陽と一直線になり、満ち始めるまで、欠けていく細い三日月（最終的には肉眼では見えなくなります）であり、その時点で再び新しい月になります。[ 5 ]半月は、上弦の月と下弦の月を指すことが多いですが、四半期という用語は、月の形ではなく、地球の周りを回る月の周期の範囲を指します。
照明された半球をある角度から見ると、見える照明領域の部分は、楕円と円の交点によって定義される二次元の形状になります（楕円の長軸は円の直径と一致します）。半楕円が半円に対して凸である場合、形状は凸状（外側に膨らんだ）になります[ 6 ] 。一方、半楕円が半円に対して凹である場合、形状は三日月になります。三日月が現れると、地球照現象が見られることがあります。これは、月の夜側が地球から反射された間接的な太陽光をかすかに反射する現象です[ 7 ]。
最初の正式な暦は5000年ほど前にメソポタミアで作られましたが、考古学者は太陰暦に基づく 時間計測法が先史時代にまで遡ることを発見しています。例えば、スコットランドの遺跡で発見された1万年前の印は、太陰太陽暦であったと考えられています。この解釈によれば、この暦は太陰周期と冬至の両方を記録しており、太陰年は太陽年よりも短いため、毎年再調整する必要があることを認識していたことが示されています。[ 8 ]
ほとんどの歴史上の社会で用いられてきた時間の計測単位は、日、太陽年、朔望月です。新月の最初の三日月は、明確で規則的な時間の指標となり、純粋な太陰暦（イスラム暦ヒジュラ暦など）はこの基準に完全に依存しています。しかし、12の太陰月からなる1年は太陽年より10日または11日短いため、太陰暦は季節とずれが生じます。太陰太陽暦は、数年ごとに13の太陰月からなる1年を設けるか、冬至後の最初の新月（または満月）からカウントを再開することでこの問題を解決します。シュメール暦は、前者の方法を用いた最初の記録です。中国暦は後者の方法を用いますが、冬至後の2番目または3番目の新月まで開始を遅らせています。ヒンドゥー暦も太陰太陽暦であり、月を上弦の月と下弦の月を示す14日間の2つの期間にさらに分割する。
古代ローマ暦は、当初は純粋な太陰暦でしたが、後に太陰太陽暦へと発展しました。[ 9 ]紀元前1世紀のユリウス・カエサルの勅令により、ローマは閏年を除いて各月の日数が固定された12か月の太陽暦に変更しました。このユリウス暦（1582年に閏年の規則を修正するために若干改訂されました）は、今日世界中でほぼ独占的に使用されているグレゴリオ暦の基礎となっています。
4つの中間段階はそれぞれ約7日間（平均7.38日間）続きますが、月の遠地点と近地点により±11.25%変動します。
新月から数えた日数が月の「年齢」です。月の満ち欠けの完全なサイクルは「朔望月」と呼ばれます。[ 11 ]
月の概算年齢、ひいては概算位相は、既知の新月（1900 年 1 月 1 日や 1999 年 8 月 11 日など）からの日数を計算し、これを29.53059 日（朔望月の平均長さ）で割った余りを求めることで、任意の日付について計算できます。 [ 12 ] [ d ] 2 つの日付の差は、一方のユリウス日から他方のユリウス日を差し引くことで計算できます。または、例えば 1899 年 12 月 31 日からの日数を求めるより簡単な式もあります。ただし、この計算は完全な円軌道を仮定しており、新月が発生した時刻を考慮していないため、数時間の誤差が生じる可能性があります。（また、必要な日付と基準日の差が大きいほど精度が低下します。）月の位相を示す目新しい時計アプリケーションで使用するには十分な精度ですが、月の遠地点と近地点を考慮した専門的な用途には、より複雑な計算が必要です。また、月の秤動運動のため、満月の最大101%が見えたり、月の裏側が最大5%見えることも珍しくありません。
位相は、太陽によって照らされている可視月の球面の面積に等しい。この面積または照度は次のように表される。、 どこ離角（つまり、月、地球上の観測者、太陽の間の角度）のことです。
北半球では、月の左側が暗い場合、明るい部分が厚くなっており、月は満ちていく（満月に向かっている）と表現されます。月の右側が暗い場合、明るい部分が薄くなっており、月は欠けていく（満月を過ぎて新月に向かっている）と表現されます。観測者が北半球にいると仮定すると、月の右側は常に満ちていく部分です。（つまり、右側が暗い場合は月は暗くなり、右側が明るい場合は月は明るくなっています。）
南半球では、月は北半球やこの記事に掲載されているすべての画像とは逆の視点、つまり180度回転した視点から観測されるため、月の満ち欠けは反対側に見える。
赤道に近い地域では、月の明暗境界線は朝夕に水平に見えます。上記の月の満ち欠けの説明は中緯度または高緯度地域にのみ適用されるため、北緯または南緯から熱帯地域へ移動する観測者は、この記事の画像に対して月が反時計回りまたは時計回りに回転しているのを目にするでしょう。
月の三日月は、上向きまたは下向きに開くことがあり、三日月の「角」はそれぞれ上向きまたは下向きを向いています。太陽が月の真上にあるときは、三日月は下向きに開き、月が太陽の真上にあるときは、三日月は上向きに開きます。三日月が最もはっきりと明るく見えるのは、太陽が地平線の下にあるときです。これは、月が太陽の真上にあり、三日月が上向きに開いている必要があることを意味します。したがって、これは熱帯地方から三日月が最もよく見られる向きです。満ちていく三日月と欠けていく三日月は非常によく似ています。満ちていく三日月は夕方の西の空に、欠けていく三日月は朝の東の空に現れます。
月の軌道の偏心により、地球から見た月の見かけの大きさにわずかな変化が生じ、また、異なる時間帯に見る角度もわずかに異なってくる。
その効果は肉眼では微妙で、夜ごとに変化するが、タイムラプス撮影では確認できる。
月の秤動運動により、月の裏側の一部が地上の観測者から見えることがあります。そのため、月の表面の約59%が地上から撮影されています。
月面から見た地球の角度は約2度です。つまり、地球上の観測者が東の地平線近くにある月を見る場合、西の地平線にある月を見る観測者の視線とは約2度異なる角度から月を見ていることになります。月は1日に約12度公転するため、もし観測者が静止していたとしたら、月の満ち欠けを見る時刻は約6分の1日、つまり4時間ずれることになります。しかし実際には、観測者は自転する地球の表面にいるため、ある瞬間に東の地平線にある月を見た人は、約12時間後には西の地平線にある月を見ることになります。このため、月の満ち欠けの進行には振動が生じます。月が空高くにあるときは、地平線の下にあるときよりも、月の満ち欠けがゆっくりと進行しているように見えます。月はぎこちなく動いているように見え、月の満ち欠けも同様にぎこちなく動きます。この振動の振幅は最大でも約4時間程度で、これは1ヶ月のごく一部に過ぎません。そのため、月の見え方には明らかな影響はありません。しかし、月の満ち欠けの時刻を正確に計算する際には影響を及ぼします。
地球から見た月が細い三日月形のとき、月から見た地球はほぼ完全に太陽の光で照らされています。月の暗い側は、地球から反射した太陽光によってかすかに照らされており、これは地球から容易に見えるほど明るいです。これは、欠けていく三日月形のときは「新月の腕の中の古い月」、満ちていく三日月形のときは「古い月の腕の中の新月」と呼ばれることがあります。[ 14 ]
月の公転周期は27.3日であるのに対し、月の満ち欠けは29.5日（朔望周期）で一周するため、混乱を招くことがあります。これは、地球が太陽の周りを公転しているためです。月は1年に13.4回地球の周りを公転しますが、地球と太陽の間を通過するのは12.4回だけです。
毎月1回、新月の時に月が地球と太陽の間を通過すると、その影が地球に落ちて日食が起こると予想されるかもしれませんが、これは毎月起こるわけではありません。また、満月のたびに地球の影が月に落ちて月食が起こるというのも事実ではありません。日食や月食が毎月起こらないのは、地球の周りを回る月の軌道面が、太陽の周りを回る地球の軌道面（黄道面）に対して約5度傾いているためです。そのため、新月や満月の時、月は通常、地球と太陽を通る直線の北側または南側に位置しています。
日食は、月が新月（太陽食）または満月（月食）の時のみに起こりますが、さらに、月が地球の太陽周回軌道面と月の地球周回軌道面の交点（つまり、交点）のすぐ近くに位置する必要があります。このような交点は年に約2回発生するため、1暦年には4回から7回の日食が起こります。これらの日食のほとんどは部分日食であり、月食や日食の皆既日食はそれほど頻繁には起こりません。
月の満ち欠けは、一部の人が信じているように、地球の影が月に落ちることによって起こるのではありません。[ 15 ] [ 16 ]地球の影が地球の片側を夜にするのと同じように、月の影が月自身に落ちることによって起こります。太陽と月の角度によって、月のどの部分が照らされるかが決まります。
の語源: 1350～1400年。中英語 <ラテン語 gibbōsus こぶのある、gibb(a) こぶ + -ōsus-ous に相当
