Gdy dwa ciała niebieskie o porównywalnej masie oddziałują na siebie grawitacyjnie, oba krążą wokół stałego punktu (środka masy obu ciał). Punkt ten leży pomiędzy ciałami na prostej łączącej je w takim położeniu, że iloczyny odległości do każdego z ciał i masy każdego z nich są równe. Tak więc Ziemia i Księżyc poruszają się po komplementarnych orbitach wokół ich wspólnego środka masy. Ruch Ziemi ma dwie obserwowalne konsekwencje. Po pierwsze, kierunek Słońca widzianego z Ziemi w stosunku do bardzo odległych gwiazd zmienia się co miesiąc o około 12 sekund łuku, co stanowi dodatek do rocznego ruchu Słońca. Po drugie, prędkość linii widzenia z Ziemi do swobodnie poruszającego się statku kosmicznego zmienia się co miesiąc o 2,04 metra na sekundę, zgodnie z bardzo dokładnymi danymi uzyskanymi ze śledzenia radiowego. Na podstawie tych wyników stwierdzono, że Księżyc ma masę 1/81 masy Ziemi. Z niewielkimi modyfikacjami prawa Keplera pozostają ważne dla układów o dwóch porównywalnych masach; ogniska orbit eliptycznych są położeniami środków mas obu ciał, a wstawiając M1 + M2 zamiast MS do wyrażenia trzeciego prawa Keplera, równania (6), trzecie prawo brzmi następująco 
Zgadza się to z równaniem (6), gdy jedno ciało jest tak małe, że jego masa może być zaniedbana. Przeskalowany wzór może być użyty do wyznaczenia oddzielnych mas gwiazd podwójnych (par gwiazd orbitujących wokół siebie), które znajdują się w znanej odległości od Układu Słonecznego. Równanie (9) określa sumę mas; a jeśli R1 i R2 są odległościami poszczególnych gwiazd od środka masy, to stosunek tych odległości musi równoważyć odwrotny stosunek mas, a suma odległości jest całkowitą odległością R. W symbolach 
Te zależności są wystarczające do wyznaczenia poszczególnych mas. Obserwacje ruchów orbitalnych gwiazd podwójnych, dynamicznych ruchów gwiazd poruszających się kolektywnie w obrębie swoich galaktyk oraz ruchów samych galaktyk potwierdzają, że prawo grawitacji Newtona obowiązuje z dużą dokładnością w całym widzialnym wszechświecie.
Pływy oceanów, zjawiska, które przez stulecia wprawiały myślicieli w zakłopotanie, zostały również wykazane przez Newtona jako konsekwencja uniwersalnego prawa grawitacji, chociaż szczegóły tych skomplikowanych zjawisk nie zostały zrozumiane do stosunkowo niedawna. Są one powodowane w szczególności przez grawitacyjne przyciąganie Księżyca i, w mniejszym stopniu, Słońca.
Newton wykazał, że równikowe wybrzuszenie Ziemi jest konsekwencją równowagi między siłami odśrodkowymi ruchu obrotowego Ziemi i przyciągania każdej cząstki Ziemi do wszystkich innych. Wartość siły ciężkości na powierzchni Ziemi wzrasta w odpowiedni sposób od równika do biegunów. Wśród danych, które Newton wykorzystał do oszacowania wielkości wybrzuszenia równikowego, były korekty zegara wahadłowego, jakich musiał dokonać angielski astronom Edmond Halley w trakcie swoich obserwacji astronomicznych na południowej wyspie Świętej Heleny. Jowisz, który obraca się szybciej niż Ziemia, ma proporcjonalnie większe wybrzuszenie równikowe – różnica między promieniem biegunowym i równikowym wynosi około 10 procent. Kolejnym sukcesem teorii Newtona było wykazanie przez niego, że komety poruszają się po orbitach parabolicznych pod wpływem grawitacyjnego przyciągania Słońca. W dokładnej analizie w Principiach wykazał, że wielka kometa z lat 1680-81 rzeczywiście poruszała się po parabolicznej ścieżce.
Już w czasach Newtona wiedziano, że Księżyc nie porusza się po prostej orbicie keplerowskiej. Późniejsze, dokładniejsze obserwacje planet również wykazały rozbieżności z prawami Keplera. Ruch Księżyca jest szczególnie skomplikowany, jednak poza długotrwałym przyspieszeniem spowodowanym pływami na Ziemi, złożoność ruchu można wyjaśnić przyciąganiem grawitacyjnym Słońca i planet. Grawitacyjne przyciąganie planet do siebie nawzajem wyjaśnia prawie wszystkie cechy ich ruchów. Wyjątki są jednak ważne. Zaobserwowano, że Uran, siódma planeta od Słońca, podlega zmianom ruchu, których nie można wyjaśnić perturbacjami pochodzącymi od Saturna, Jowisza i innych planet. Dwaj XIX-wieczni astronomowie, John Couch Adams z Wielkiej Brytanii i Urbain-Jean-Joseph Le Verrier z Francji, niezależnie od siebie założyli istnienie niewidocznej ósmej planety, która mogłaby powodować obserwowane rozbieżności. Obliczyli jej położenie w odległości jednego stopnia od miejsca, w którym w 1846 roku odkryto planetę Neptun. Pomiary ruchu najbardziej wewnętrznej planety, Merkurego, przez dłuższy czas doprowadziły astronomów do wniosku, że oś główna eliptycznej orbity tej planety przesuwa się w przestrzeni w tempie 43 sekund łuku na wiek szybciej, niż można by to wytłumaczyć perturbacjami innych planet. W tym przypadku jednak nie można było znaleźć innych ciał, które mogłyby spowodować tę rozbieżność, i wydawało się, że potrzebna jest bardzo niewielka modyfikacja prawa grawitacji Newtona. Teoria względności Einsteina dokładnie przewiduje to zaobserwowane zachowanie orbity Merkurego.