Při gravitačním působení dvou nebeských těles srovnatelné hmotnosti obíhají obě tělesa kolem pevného bodu (středu hmotnosti obou těles). Tento bod leží mezi tělesy na přímce, která je spojuje, v takové poloze, že se součin vzdálenosti každého tělesa s hmotností každého tělesa rovná. Země a Měsíc se tedy pohybují po komplementárních drahách kolem společného středu hmotnosti. Pohyb Země má dva pozorovatelné důsledky. Za prvé, směr Slunce při pohledu ze Země vzhledem k velmi vzdáleným hvězdám se kromě ročního pohybu Slunce mění každý měsíc přibližně o 12 obloukových sekund. Za druhé, rychlost přímého pohledu ze Země na volně se pohybující kosmickou sondu se podle velmi přesných údajů získaných z rádiového sledování mění každý měsíc o 2,04 metru za sekundu. Z těchto výsledků vyplývá, že Měsíc má hmotnost 1/81 hmotnosti Země. S drobnými úpravami zůstávají Keplerovy zákony v platnosti pro soustavy o dvou srovnatelných hmotnostech; ohniska eliptických drah jsou polohy středů hmotností obou těles, a když do vyjádření třetího Keplerova zákona, rovnice (6), dosadíme místo MS M1 + M2, zní třetí zákon takto:
To souhlasí s rovnicí (6), když je jedno těleso tak malé, že jeho hmotnost můžeme zanedbat. Přepočtený vzorec lze použít k určení samostatných hmotností dvojhvězd (dvojice hvězd obíhajících kolem sebe), které jsou ve známé vzdálenosti od sluneční soustavy. Rovnice (9) určuje součet hmotností; a jsou-li R1 a R2 vzdálenosti jednotlivých hvězd od středu hmoty, musí poměr vzdáleností vyrovnávat převrácený poměr hmotností a součet vzdáleností je celková vzdálenost R. V symbolech 
Tyto vztahy stačí k určení jednotlivých hmotností. Pozorování oběžných pohybů dvojhvězd, dynamických pohybů hvězd kolektivně se pohybujících v rámci svých galaxií a pohybů samotných galaxií ověřují, že Newtonův gravitační zákon platí s vysokou mírou přesnosti v celém viditelném vesmíru.
Oceánské přílivy a odlivy, jevy, které po staletí mátly myslitele, Newton rovněž prokázal jako důsledek univerzálního gravitačního zákona, ačkoli podrobnosti tohoto složitého jevu byly pochopeny až poměrně nedávno. Jsou způsobeny konkrétně gravitační přitažlivostí Měsíce a v menší míře i Slunce.
Newton ukázal, že rovníková výduť Země je důsledkem rovnováhy mezi odstředivými silami zemské rotace a přitažlivostí každé částice Země na všechny ostatní. Hodnota gravitace na povrchu Země se odpovídajícím způsobem zvyšuje směrem od rovníku k pólům. Mezi údaji, které Newton použil k odhadu velikosti rovníkové výduti, byly i úpravy kyvadlových hodin, které musel provést anglický astronom Edmond Halley při svých astronomických pozorováních na jižním ostrově Svatá Helena. Jupiter, který rotuje rychleji než Země, má úměrně větší rovníkovou výduť, přičemž rozdíl mezi jeho polárním a rovníkovým poloměrem činí asi 10 procent. Dalším úspěchem Newtonovy teorie byl jeho důkaz, že komety se pod vlivem gravitační přitažlivosti Slunce pohybují po parabolických drahách. V důkladné analýze v Principiích ukázal, že velká kometa z let 1680-81 se skutečně pohybovala po parabolické dráze.
Již v Newtonově době bylo známo, že Měsíc se nepohybuje po jednoduché Keplerově dráze. Pozdější přesnější pozorování planet také ukázala odchylky od Keplerových zákonů. Pohyb Měsíce je obzvláště složitý, nicméně kromě dlouhodobého zrychlení způsobeného přílivem a odlivem na Zemi lze složitosti vysvětlit gravitační přitažlivostí Slunce a planet. Vzájemná gravitační přitažlivost planet vysvětluje téměř všechny vlastnosti jejich pohybů. Výjimky jsou nicméně důležité. U Uranu, sedmé planety od Slunce, byly pozorovány změny jeho pohybu, které nebylo možné vysvětlit rušivými vlivy Saturnu, Jupiteru a ostatních planet. Dva astronomové 19. století, Brit John Couch Adams a Francouz Urbain-Jean-Joseph Le Verrier, nezávisle na sobě předpokládali přítomnost neviditelné osmé planety, která by mohla pozorované odchylky způsobovat. Její polohu vypočítali s přesností na jeden stupeň od místa, kde byla v roce 1846 objevena planeta Neptun. Měření pohybu nejvnitřnější planety, Merkuru, po delší dobu vedla astronomy k závěru, že hlavní osa eliptické dráhy této planety precesuje v prostoru rychlostí 43 obloukových sekund za století rychleji, než by se dalo vysvětlit z poruch ostatních planet. V tomto případě se však nepodařilo nalézt žádné jiné těleso, které by mohlo tuto odchylku způsobit, a zdálo se, že je nutná velmi mírná úprava Newtonova gravitačního zákona. Einsteinova teorie relativity toto pozorované chování dráhy Merkuru přesně předpovídá.