La Luna es el único satélite natural de la Tierra. Es el cuerpo más cercano y el mejor conocido. La distancia media entre el centro de la Tierra y la Luna es de 384.400 km. Su diámetro (3.474 km) es un cuarto del terrestre, su superficie es una catorceava parte (37.932.330 km²), y su volumen alrededor de una cincuentava parte (21.860.000.000 km³).
 

Revoluciones de la Luna

La Luna tarda en dar una vuelta alrededor de la Tierra 27 d 7 h 43 min si se considera el giro respecto al fondo estelar (revolución sideral), pero 29 d 12 h 44 min si se la considera respecto al Sol (revolución sinódica) y esto es porque en este lapso la Tierra ha girado alrededor del Sol. (Ver mes). Esta última revolución rige las fases de la Luna, eclipses y mareas lunisolares.

Como la Luna tarda el mismo tiempo en dar una vuelta sobre sí misma que en torno a la Tierra, presenta siempre la misma cara. Esto se debe a que la Tierra, por un efecto llamado gradiente gravitatorio, ha frenado completamente a la Luna. La mayoría de los satélites regulares presentan este fenómeno respecto a sus planetas. Así pues, hasta la época de la investigación espacial (Lunik 3) no fue posible ver la cara lunar oculta, que presenta una disimetría respecto a la cara visible. El Sol ilumina siempre la mitad de la Luna (exceptuando en los eclipses de luna), que no tiene por qué coincidir con la cara visible, produciendo las fases de la Luna. La inmovilización aparente de la Luna respecto a la Tierra se ha producido porque la gravedad terrestre actúa sobre las irregularidades del globo lunar de forma que en el transcurso del tiempo la parte visible tiene 4 km más de radio que la parte no visible, estando el centro de gravedad lunar desplazado del centro lunar 1,8 km hacia la Tierra.

• Revolución sinódica: es el intervalo de tiempo necesario para que la Luna vuelva a tener una posición análoga con respecto al Sol y a la Tierra. Su duración es de 29 d 12 h 44 min 2,78 s. También se le denomina lunación o mes lunar.
• Revolución sideral: es el intervalo de tiempo que le toma a la Luna volver a tener una posición análoga con respecto a las estrellas. Su duración es de 27 d 7 h 43 min 11,5 s.
• Revolución trópica: es el lapso necesario para que la Luna vuelva a tener igual longitud celeste. Su duración es de 27 d 7 h 43 min 4,7 s.
• Revolución draconítica: es el tiempo que tarda la Luna en pasar dos veces consecutivas por el nodo ascendente. Su duración es de 27 d, 5 h 5 min 36 s.
• Revolución anomalística: es el intervalo de tiempo que transcurre entre 2 pasos consecutivos de la Luna por el perigeo. Su duración es de 27 d 13 h 18 min 33 s.

El hecho de que la Luna salga aproximadamente una hora más tarde cada día se explica conociendo la órbita de la Luna alrededor de la Tierra. La Luna completa una vuelta alrededor de la Tierra aproximadamente unos 28 días. Si la Tierra no rotase sobre su propio eje, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12º en el cielo cada día. Si la Tierra no rotara, lo que se vería sería la Luna cruzando la bóveda celeste de oeste a este durante dos semanas, y luego estaría dos semanas ausente (durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo).

Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día (la dirección de giro es también hacia el este). Así, cada día le lleva a la Tierra alrededor de 50 min más para estar de frente con la Luna nuevamente (lo cual significa que se puede ver la Luna en el cielo). El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal forma que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 min cada día.

Teniendo en cuenta que la Luna tarda aproximadamente 28 días en completar su órbita alrededor de la Tierra, y ésta tarda 24 h en completar una revolución alrededor de su eje, es sencillo calcular el "retraso" diario de la Luna:

Mientras que en 24 horas la Tierra habrá realizado una revolución completa, la Luna sólo habrá recorrido un 1/28 de su órbita alrededor de la Tierra, lo cual expresado en grados de arco da:

Si ahora se calcula el tiempo que la Tierra en su rotación tarda en recorrer este arco,

Da los aproximadamente 51 minutos que la Luna retrasa su salida cada día.

Para notar el movimiento de la Luna en su órbita, hay que tener en cuenta su ubicación en el momento de la puesta de Sol durante algunos días. Su movimiento orbital la llevará a un punto más hacia el este en el cielo en el crepúsculo cada día.

Movimiento de rotación

La Luna gira sobre un eje de rotación que tiene una inclinación de 88,3º con respecto al plano de la elíptica de traslación alrededor de la Tierra. Dado que la duración de los dos movimientos es la misma, la Luna presenta a la Tierra constantemente el mismo hemisferio.

Traslación de la Luna alrededor del Sol

Al desplazarse en torno del Sol, la Tierra arrastra a su satélite y la forma de la trayectoria que ésta describe es una curva de tal naturaleza que dirige siempre su concavidad hacia el Sol. La velocidad con que la Luna se desplaza en su órbita alrededor de la Tierra es de 1 km/s.
 

Libraciones de la LUNA

Debido a la excentricidad de la órbita lunar, la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de la eclíptica y al movimiento de rotación de la Tierra en el curso de una revolución sideral, se logra ver una extensión superficial mayor que la de un hemisferio del satélite, como si estuviese animado de ligeros balanceos de este a oeste y de norte a sur. Estos movimientos aparentes se conocen con el nombre de libraciones y son 3: libraciones en longitud, libraciones en latitud y libración diurna.

Libración en longitud

Se debe a que el movimiento de rotación de la Luna es uniforme mientras que su velocidad angular no lo es. Es máxima en el perigeo y mínima en el apogeo. Debido a esa Libración el satélite tiene un balanceo de oriente a poniente, gracias al cual se logra ver la superficie convexa correspondiente a la de un huso de 7°.

Libración en latitud

Es debido a la inclinación del eje de rotación de la Luna con respecto al plano de su órbita y a la eclíptica. Dicho eje forma un ángulo de 88° 30’ con el plano de la eclíptica y como el de la órbita lunar es de 5º con respecto a la eclíptica, entonces el ángulo formado con el eje de rotación de la Luna con el plano de su órbita es de 6° 30’. Por lo tanto, no solo pueden verse el polo norte y el polo sur de la Luna sino que se logra ver 6° 30’ más allá del polo sur. Esta libración es una especie de cabeceo de norte a sur en un tiempo que no es igual a una revolución sideral pues es de 27.2 días.

Libración diurna

Se debe al hecho de que el radio terrestre no es una cantidad despreciable con respecto a la distancia a la Luna. El valor de esta libración es de casi un grado, valor aproximado a su grado de paralaje.

Debido a las libraciones se conoce un 9% más de la mitad de la Luna.
 

Sistema binario

La Luna por su tamaño es el quinto satélite del Sistema Solar. No obstante si se adopta como criterio de comparación el cociente de masas con su planeta resulta que Ganímedes es 1/12 500 de la masa de Júpiter, Titán es 1/4 700 la masa de Saturno y la Luna es 1/81,3 la masa de la Tierra. De ésta manera se podría considerar el sistema Tierra-Luna como un sistema binario.
 

Órbita de la Luna

La Luna describe alrededor de la Tierra una elipse, por lo que la distancia entre los dos astros varía y también la velocidad en la órbita. Dado que la rotación lunar es uniforme y su traslación no, pues sigue las leyes de Kepler, se produce una Libración en longitud que permite ver un poco de la superficie lunar al Este y al Oeste, que de no ser así no se vería. El plano de la órbita lunar está inclinado respecto a la Eclíptica unos 5º por lo que se produce una Libración en latitud que permite ver alternativamente un poco más allá del polo Norte o del Sur. Por ambos movimientos el total de superficie lunar vista desde la Tierra alcanza un 59% del total. Cada vez que la Luna cruza la eclíptica, si la Tierra y el Sol están sensiblemente alineados (Luna llena o Luna nueva) se producirá un eclipse lunar o un eclipse solar.

La órbita de la Luna es especialmente compleja. La razón es que la Luna esta suficientemente lejos de la Tierra (384.400 km en promedio) que la fuerza de gravedad ejercida por el Sol es significante. Dada la complejidad del movimiento, los nodos de la Luna, no están fijos, sino que dan una vuelta en 18,6 años. El eje de la elipse lunar no está fijo y el apogeo y perigeo dan una vuelta completa en 8,85 años. La inclinación de la órbita varía entre 5º y 5º 18’. De hecho, para calcular la posición de la Luna con exactitud hace falta tener en cuenta por lo menos varios cientos de términos.

Asimismo, la Luna se aleja unos cuatro centímetros al año de la Tierra a la vez que va frenando la rotación terrestre -lo que hará que en un futuro lejano los eclipses totales de Sol dejen de producirse al no tener la Luna suficiente tamaño como para tapar el disco solar-. En teoría, dicha separación debería prolongarse hasta que la Luna tardara 47 días en completar una órbita alrededor de nuestro planeta, momento en el cual nuestro planeta tardaría 47 días en completar una rotación alrededor de su eje, de modo similar a lo que ocurre en el sistema Plutón-Caronte. Sin embargo, la evolución futura de nuestro Sol puede trastocar ésta evolución. Es posible que al convertirse nuestra estrella en una gigante roja dentro de varios miles de millones de años, la proximidad de su superficie al sistema Tierra-Luna haga que la órbita lunar se vaya cerrando hasta que la Luna esté a alrededor de 18.000 kilómetros de la Tierra -el límite de Roche-, momento en el cual la gravedad terrestre destruirá la Luna convirtiéndola en unos anillos similares a los de Saturno. De todas formas, el fin del sistema Tierra-Luna es incierto y depende de la masa que pierda el Sol en ésos estadios finales de su evolución.
 

Las mareas

En realidad, la Luna no gira en torno a la Tierra, sino que la Tierra y la Luna giran en torno al centro de masas de ambos. Sin embargo, al ser la Tierra un cuerpo grande, la gravedad que sobre ella ejerce la Luna es distinta en cada punto. En el punto más próximo es mucho mayor que en el centro de masas de la Tierra, y mayor en éste que en el punto más alejado de la Luna. Así, mientras la Tierra gira en torno al centro de gravedad del sistema Tierra-Luna, aparece a la vez una fuerza que intenta deformarla, dándole el aspecto de un huevo. Este fenómeno se llama gradiente gravitatorio, el cual produce las mareas. Al ser la Tierra sólida la deformación afecta más a las aguas y es lo que da el efecto de que suban y bajen dos veces al día (sube en los puntos más cercano y más alejado de la Luna).

Un efecto asociado es que las mareas frenan a la Tierra en su rotación (pierde energía debido a la fricción de los océanos con el fondo del mar), y dado que el sistema Tierra-Luna tiene que conservar el momento angular, la Luna lo compensa alejándose, actualmente, 38 mm cada año, como han demostrado las mediciones láser de la distancia, posibles gracias a los retro-reflectores que los astronautas dejaron en la Luna.