Лунные фазы — одно из наиболее впечатляющих небесных явлений. Выходя вечером из солнечных лучей, Луна появляется в виде узкого серпа, который увеличивается по мере её удаления от Солнца и делается полным светящимся кругом во время противостояния с этим светилом. Когда она снова приближается к нему, её фазы уменьшаются, так же как они возрастали раньше, до тех пор, пока она не погрузится утром в солнечные лучи. Серп Луны, постоянно обращённый выпуклостью к Солнцу, несомненно указывает, что она заимствует его свет, и закон изменения её фаз, ширина которых увеличивается почти точно пропорционально синусу-верзусу углового расстояния Луны от Солнца, доказывает, что она имеет сферическую форму.
Возвращение фаз зависит от избытка движения Луны над движением Солнца, избытка, который называют синодическим лунным движением. Продолжительность синодического обращения этого светила, или период его средних соединений, в настоящее время равен 29.530588716 суток, что почти точно относится к тропическому году как 19 к 235, т.е. 19 солнечных лет заключают около 235 лунных месяцев.
Сизигиями называются те точки лунной орбиты, в которых Луна находится в соединениях или противостояниях с Солнцем. В первом случае мы имеем новолуние, во втором — полнолуние. Квадратуры — те точки, в которых Луна отдалена от Солнца на 100g [90°] или 300g [270°], считая по направлению её собственного движения. В этих точках, которые называются первой и второй четвертью Луны, мы видим половину её освещённой полусферы. Строго говоря, мы видим немного больше, так как в тот момент, когда нам открывается точно половина Луны, её расстояние от Солнца немного меньше 100g [90°]. В этот момент, который определяется тем, что линия, разделяющая освещённую и тёмную полусферы Луны, представляется прямой, луч, проведённый от наблюдателя к центру Луны, перпендикулярен к линии, соединяющей центры Луны и Солнца. Таким образом, в треугольнике, образованном прямыми, соединяющими эти центры и глаз наблюдателя, угол при Луне прямой, а наблюдение даёт угол при наблюдателе. Это позволяет определить расстояние от Солнца до Земли в долях расстояния от Земли до Луны. Трудность точного определения момента, в который мы видим половину освещённого диска Луны, делает этот метод неточным. Однако именно благодаря ему были получены первые представления об огромном объёме Солнца и большом расстоянии от него до Земли.
Объяснение лунных фаз приводит к истолкованию затмений — предмета ужаса в непросвещённые века и любопытства народов всех времён. Луна может затмеваться только тогда, когда непрозрачное тело лишает её солнечного света, и очевидно, что это тело — Земля, поскольку затмения Луны происходят только во время её противостояний, т.е. тогда, когда Земля находится между Луной и Солнцем. Земной шар отбрасывает позади себя относительно Солнца конус тени, ось которого совпадает с прямой, соединяющей центры Солнца и Земли; он кончается в точке, в которой видимые диаметры этих двух тел были бы одинаковы. Эти диаметры, видимые из центра Луны во время её противостояния ‘ и на среднем расстоянии, приблизительно равны 5920сс [1918"] у Солнца и 21322сс [6908"] — у Земли. Таким образом, длина конуса земной тени, по крайней мере, в три с половиной раза больше, чем расстояние от Луны до Земли, а его ширина в точках, где он пересекается Луной, близка к восьми третям лунного диаметра. Поэтому если бы плоскость лунной орбиты совпадала с плоскостью эклиптики, Луна затмевалась бы при каждом противостоянии с Солнцем. Но вследствие наклона этих плоскостей во время противостояний Луна часто оказывается приподнятой выше или опущенной ниже конуса земной тени и попадает в него только тогда, когда она близка к узлам своей орбиты. Если весь её диск погружается в земную тень — затмение Луны полное. Оно называется частным, если этот диск заходит в тень только своей частью, и можно понять, что степень близости Луны к узлам своей орбиты во время противостояний даёт всё разнообразие вида наблюдаемых затмений.
Каждая точка Луны перед своим затмением последовательно теряет свет от разных частей солнечного диска. Поэтому её яркость уменьшается постепенно и исчезает в момент попадания в земную тень. Пространство, в котором происходит это уменьшение яркости, названо полутенью, и ширина его равна диаметру Солнца, видимому из центра Земли.