Immaginiamo di avere due corpi interagenti tramite la forza di gravità, ad esempio il Sole ed un asteroide. Nel caso ideale, il moto di quest'ultimo è regolato dalle famose leggi di Keplero, e la sua orbita è una sezione conica (ellisse, cerchio, iperbole, parabola), la quale non cambia forma e posizione nello spazio al trascorrere del tempo. Nella realtà dei fatti questa soluzione è valida solo sotto rigorose condizioni, che raramente si verificano in natura. Ad esempio, basta che il corpo centrale, il Sole nel nostro esempio, sia leggermente asferico ed ecco che le orbite Kepleriane iniziano a "ruotare", ovvero iniziano a precedere nel tempo.

Per arrivare a capire cosa sono le risonanze orbitali bisogna fare un passo in più, e considerare un sistema a tre corpi, ad esempio Sole, asteroide, e un pianeta (es. Giove). Adesso il moto dell'asteroide è certamente più complesso visto che subisce anche la forza gravitazionale di Giove. Il contributo derivante della presenza di Giove può essere considerato come una "perturbazione", rispetto al moto a due corpi Sole-asteroide. È possibile dimostrare che il moto reale dell'asteroide può essere determinato a partire da una funzione, detta "funzione di perturbazione". Tale funzione è estremamente complessa, tuttavia può essere approssimata, e alcune considerazioni generali possono essere tratte. In particolare, si nota che per determinati valori del semiasse dell'asteroide (a) e Giove (ag), la funzione di perturbazione non dipende esplicitamente dal
tempo. Cioò si verifica, ad esempio, per a=ag*(j/i)^(2/3), dove i e j sono due numeri interi. In questa situazione gli effetti della
perturbazione sono cumulativi, ed hanno un grande effetto sul moto dell'asteroide. Questo processo sta alla base delle cosidette lacune di Kirkwood nella fascia principale di asteroidi. Tali risonanze prendono il nome di "risonanze di moto medio", per distinguerle da altri tipi di risonanze. È importante notare che gli effetti delle risonanze di moto medio possono essere stabilizzanti o destabilizzanti: un esempio del primo tipo è dato dagli asteroidi Troiani (in risonanza con Giove), mentre le sopra citate lacune di Kirkwood offrono un magnifico esempio di instabilità.

Vediamo adesso gli anelli di Saturno. In questo caso siamo interessati al moto delle particelle degli anelli attorno a Saturno. I
corpi perturbanti sono adesso i satelliti di Saturno. In analogia al caso precedente, si può parlare di funzione di perturbazione (una per ogni satellite). Analizzando tale funzione si scopre che la perturbazione ha una frequenza caratteristica Wp, che può essere espressa in termini di alcuni parametri legati al moto del satellite. Senza entrare nel dettaglio, si ottiene che il principale tipo di risonanza orbitale è la cosidetta "risonanza di corotazione", che si ha quando la frequenza della perturbazione Wp eguaglia la frequenza di rivoluzione delle particelle attorno a Saturno. Si hanno inoltre "risonanze di Lindblad" quando la differenza tra le suddette frequenze eguaglia la frequenza radiale delle particelle. Le prime
agiscono principalmente sul semiasse delle particelle, mentre le seconde sull'eccentricità. Per ogni satellite si contano dunque decine di risonanze che cadono all'interno degli anelli si Saturno. Solo per il satellite Mima (semiasse pari a 185.520 km), si contano circa 30 risonanze tra 88.000 km e 135.000 km di distanza da Saturno, 10 delle quali hanno effetti osservabili sulla forma degli anelli. Come discusso in precedenza, alcune risonanze sono destabilizzanti, e quindi producono, o concorrono a produrre, le zone vuote (es. la regione di Cassini), mentre altre hanno un effetto stabilizzante per
gli anelli (es. l'anello F). L'effetto combinato delle numerose risonanze dei vari satelliti, determinano quindi la peculiare
distribuzione della densità degli anelli di Saturno (e degli altri pianeti), con i suoi caratteristici alternarsi di vuoti e zone
popolate da particelle.