Welcher Ring Neptuns ist der äußerste? 
''Adams''-Ring
Neptun__Planet_
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=== Entdeckung und Beobachtungen der Ringe ===
Ringsystem mit einigen Mondbahnen (maßstabsgerecht)
Das erste Anzeichen der Ringe um Neptun waren Beobachtungen von Sternbedeckungen. Auch wenn etwa 50 von ihnen vor dem Besuch durch Voyager 2 beobachtet wurden, gaben in den frühen 1980er Jahren nur fünf von den Beobachtungen Anzeichen von Ringen wieder. Hinweise auf unvollständige Ringe wurden Mitte der 1980er Jahre gefunden, als Beobachtungen einer Sternbedeckung durch Neptun zusätzlich gelegentliches Aufblinken vor oder nach der Verdeckung des Sterns durch den Planeten zeigten. Dies war der Nachweis, dass die Ringe nicht komplett (oder nicht durchgängig) waren.
Der Vorbeiflug an Neptun durch Voyager 2 1989 trug einen Großteil zum aktuellen Wissensstand über die Ringe bei. Bilder der Raumsonde zeigten den Aufbau des Ringsystems, das aus mehreren lichtschwachen, dünnen Ringen besteht. Verschiedene andere Ringe wurden von den Kameras der Sonde entdeckt. Zusätzlich zum schmalen ''Adams''-Ring, der sich 62.930 km vom Zentrum Neptuns entfernt befindet, wurden der ''LeVerrier''-Ring bei 53.200 km und der breitere, dunklere ''Galle''-Ring bei 41.900 km entdeckt. Die blasse Erweiterung des ''LeVerrier''-Rings nach außen wurde nach ''Lassell'' benannt und ist an seiner äußeren Kante durch den ''Arago''-Ring bei 57.600 km begrenzt.
Durch Voyager 2s Bilder der Ringbögen konnte die Frage ihrer Unvollständigkeit beantwortet werden. Der Staubanteil wurde durch das Vergleichen der Helligkeit der Ringe bei frontaler und bei rückwärtiger Sonnenbeleuchtung geschätzt. Mikroskopischer Staub erscheint heller, wenn dieser von der Sonne aus dem Hintergrund beleuchtet wird. Dagegen werden größere Partikel dunkler, da nur ihre „Nachtseite“ sichtbar ist. Von den äußeren Planeten können nur Raumfahrzeuge solch eine Gegenlicht-Ansicht liefern, die für diese Art von Analyse nötig ist.
Die hellsten Teile des Ringes (die Ringbögen des ''Adams''-Rings) konnten 2005 mit erdgebundenen Teleskopen untersucht werden. Die Aufnahmen wurden im Infrarotbereich gemacht bei Wellenlängen, in denen das Sonnenlicht stark von Methan in der Neptunatmosphäre absorbiert wird, wodurch die Helligkeit des Planeten vergleichsweise niedrig ist und die Ringbögen in den Aufnahmen gerade sichtbar werden. Die undeutlicheren Ringe liegen immer noch weit unterhalb der Schwelle der Sichtbarkeit.
Larissa__Mond_ Neptun__Planet_ Aegaeon__Mond_
Larissa__Mond_

=== Umlaufbahn ===
Larissa umkreist Neptun auf einer prograden, fast perfekt kreisförmigen Umlaufbahn in einem mittleren Abstand von 73.548 km (ca. 2,970 Neptunradien) von dessen Zentrum, also 48.800 km über dessen Wolkenobergrenze. Die Bahnexzentrizität beträgt 0,001393, die Bahn ist 0,251° gegenüber dem Äquator von Neptun geneigt.
Die Umlaufbahn des nächstinneren Mondes Galatea ist 11.600 km von Larissas Orbit entfernt, die des nächstäußeren Mondes Hippocamp 31.735 km. Larissa ist der erste Mond außerhalb von Neptuns Ringsystem, dessen äußerster und auffälligster Adams-Ring mindestens 10.500 km von der Larissa-Bahn entfernt ist.
Larissa umläuft Neptun in rund 13 Stunden, 18 Minuten und 42,0 Sekunden. Da dies schneller ist als die Rotation des Neptun, geht Larissa vom Neptun aus gesehen im Westen auf und im Osten unter.
Der Mond bewegt sich innerhalb eines kritischen Abstandes, nahe der Roche-Grenze, in einer absinkenden Bahn um den Planeten und ist dabei starken Gezeitenkräften ausgesetzt. Der Mond wird irgendwann zerrissen werden und sich zu einem Ring ausbilden oder auf die Oberfläche des Neptuns stürzen beziehungsweise verglühen. Neptun__Planet_

== Bahnresonanzen ==
Neptuns Umlaufbahn hat einen erheblichen Einfluss auf die direkt dahinter liegende Region, die als Kuipergürtel bekannt ist. Der Kuipergürtel ist ein Ring aus kleinen eisigen Objekten. Er ist mit dem Asteroidengürtel vergleichbar, jedoch viel größer und erstreckt sich von Neptuns Umlaufbahn (30 AE Sonnenabstand) bis 55 AE Distanz zur Sonne.
Wie Jupiters Schwerkraft den Asteroidengürtel beherrscht, in dem er die Struktur formt, so beeinflusst auch Neptuns Schwerkraft den Kuipergürtel. Über das Alter des Sonnensystems wurden bestimmte Regionen des Kuipergürtels durch Neptuns Schwerkraft destabilisiert, u. a. wurden Löcher in der Struktur des Kuipergürtels gebildet. Der Bereich zwischen 40 und 42 AE Entfernung von der Sonne ist solch ein Beispiel.
Es existieren jedoch Orbits innerhalb dieser leeren Regionen, in denen Objekte über das Alter des Sonnensystems hinaus existieren können. Diese Bahnresonanzen treten auf, wenn die Umlaufbahn eines Objektes um die Sonne einen genauen Bruchteil von Neptuns Bahn darstellt, wie 1:2 oder 3:4. Wenn, angenommen, ein Körper einmal pro zwei Neptunumläufen die Sonne umkreist, wird er nur den halben Umlauf beenden, wenn Neptun wieder an die vorherige Stelle zurückkehrt. Das passiert auch auf der anderen Seite der Sonne. Der am häufigsten bevölkerte resonante Orbit im Kuipergürtel, mit über 200 bekannten Objekten, ist die 2:3-Resonanz. Die Objekte in diesem Orbit beenden einen Umlauf pro  Neptunumläufen. Sie werden Plutinos genannt, da auch Pluto zu ihnen gehört; zu dieser Gruppe zählen die größten bekannten Kuipergürtel-Objekte. Obwohl Pluto Neptuns Umlaufbahn regelmäßig kreuzt, können die beiden aufgrund der 2:3-Resonanz niemals kollidieren. Andere, dünner besiedelte Resonanzen existieren auf der 3:4-, 3:5-, 4:7- und der 2:5-Resonanz.
Neptun besitzt eine Anzahl von Trojanern („neptunische Trojaner“), die die Lagrange-Punkte L4 und L5 besetzen. Es gibt hier gravitativ stabile Regionen vor und hinter seiner Umlaufbahn. Neptunische Trojaner werden oft als in -Resonanz zu Neptun beschrieben. Die Trojaner sind in ihren Orbits bemerkenswert stabil und sind wahrscheinlich nicht durch Neptun eingefangen worden, sondern haben sich neben ihm gebildet. Aegaeon__Mond_

==== G-Ring ====
G-Ring, unterbrochen von Saturns Schatten (Cassini, 9. Oktober 2009)
Der so genannte G-Ring, der sich entlang der Umlaufbahn von Aegaeon um Saturn zieht, hat eine Breite von etwa 9.000 km. Zentriert auf Aegaeon befindet sich ein im Vergleich zum gesamten Ring etwas hellerer 250 km breiter Ringbogen, der mit den Ringbögen in Neptuns Adams-Ring vergleichbar ist und sich von Aegaeon aus etwa über 1/6 des Gesamtumfangs des G-Ringes ausdehnt und verteilt. Der Ringbogen scheint im Unterschied zum allgegenwärtigen Staub im Ring aus Eispartikeln bis zu wenigen Metern Größe zu bestehen und wird durch Einschläge von Mikrometeoriten auf Aegaeon gespeist, ähnlich wie das bei Enceladus und dem E-Ring der Fall ist. Durch die Abweichungen der Aegaeon-Bahn durch die Bahnresonanz mit Mimas und die Interaktion mit Saturns Magnetosphäre verteilt sich ebenfalls nach außen hin Staub, da das Plasma der Magnetosphäre schneller rotiert als der G-Ring. Dadurch verliert der Ring über die Jahrtausende an Masse und wird durch weitere Einschläge auf Aegaeon aufgefrischt.