Când două corpuri cerești de masă comparabilă interacționează gravitațional, ambele orbitează în jurul unui punct fix (centrul de masă al celor două corpuri). Acest punct se află între corpuri pe linia care le unește într-o poziție astfel încât produsul dintre distanța până la fiecare corp și masa fiecărui corp să fie egal. Astfel, Pământul și Luna se deplasează pe orbite complementare în jurul centrului lor de masă comun. Mișcarea Pământului are două consecințe observabile. În primul rând, direcția Soarelui, așa cum este văzut de pe Pământ în raport cu stelele foarte îndepărtate, variază în fiecare lună cu aproximativ 12 secunde de arc, pe lângă mișcarea anuală a Soarelui. În al doilea rând, viteza liniei de vizibilitate de la Pământ până la o navă spațială care se deplasează liber variază în fiecare lună cu 2,04 metri pe secundă, conform unor date foarte precise obținute prin urmărire radio. Din aceste rezultate rezultă că Luna are o masă de 1/81 de ori mai mare decât cea a Pământului. Cu ușoare modificări, legile lui Kepler rămân valabile pentru sisteme cu două mase comparabile; focarele orbitelor eliptice sunt pozițiile centrului de masă al celor două corpuri și, punând M1 + M2 în loc de MS în expresia celei de-a treia legi a lui Kepler, ecuația (6), legea a treia devine: 
Ceasta este în concordanță cu ecuația (6) atunci când un corp este atât de mic încât masa sa poate fi neglijată. Formula redimensionată poate fi utilizată pentru a determina masele separate ale stelelor binare (perechi de stele care orbitează una în jurul celeilalte) care se află la o distanță cunoscută față de sistemul solar. Ecuația (9) determină suma maselor; și, dacă R1 și R2 sunt distanțele stelelor individuale față de centrul de masă, raportul distanțelor trebuie să echilibreze raportul invers al maselor, iar suma distanțelor este distanța totală R. În simboluri 
Aceste relații sunt suficiente pentru a determina masele individuale. Observațiile mișcărilor orbitale ale stelelor duble, ale mișcărilor dinamice ale stelelor care se deplasează în mod colectiv în cadrul galaxiilor lor și ale mișcărilor galaxiilor în sine verifică faptul că legea gravitațională a lui Newton este valabilă cu un grad ridicat de precizie în tot universul vizibil.
Marilele oceanice, fenomene care i-au mistificat pe gânditori timp de secole, au fost, de asemenea, demonstrate de Newton ca fiind o consecință a legii universale a gravitației, deși detaliile fenomenelor complicate nu au fost înțelese decât relativ recent. Ele sunt cauzate în special de atracția gravitațională a Lunii și, într-o măsură mai mică, a Soarelui.
Newton a arătat că umflătura ecuatorială a Pământului este o consecință a echilibrului dintre forțele centrifuge ale rotației Pământului și atracțiile fiecărei particule a Pământului asupra tuturor celorlalte. Valoarea gravitației la suprafața Pământului crește în mod corespunzător de la Ecuator spre poli. Printre datele pe care Newton le-a folosit pentru a estima mărimea umflăturii ecuatoriale s-au numărat ajustările ceasului său cu pendul pe care astronomul englez Edmond Halley a fost nevoit să le facă în cursul observațiilor sale astronomice pe insula sudică Sfânta Elena. Jupiter, care se rotește mai repede decât Pământul, are o umflătură ecuatorială proporțional mai mare, diferența dintre razele sale polare și ecuatoriale fiind de aproximativ 10 procente. Un alt succes al teoriei lui Newton a fost demonstrarea faptului că cometele se deplasează pe orbite parabolice sub atracția gravitațională a Soarelui. Într-o analiză amănunțită în Principia, el a arătat că marea cometă din 1680-81 a urmat într-adevăr o traiectorie parabolică.
În vremea lui Newton se știa deja că Luna nu se deplasează pe o orbită Kepleriană simplă. Ulterior, observații mai precise ale planetelor au arătat, de asemenea, discrepanțe față de legile lui Kepler. Mișcarea Lunii este deosebit de complexă; cu toate acestea, în afară de o accelerație pe termen lung datorată mareelor de pe Pământ, complexitatea poate fi explicată prin atracția gravitațională a Soarelui și a planetelor. Atracția gravitațională a planetelor una față de cealaltă explică aproape toate caracteristicile mișcărilor lor. Cu toate acestea, excepțiile sunt totuși importante. S-a observat că Uranus, a șaptea planetă de la Soare, suferă variații ale mișcării sale care nu pot fi explicate prin perturbații de la Saturn, Jupiter și celelalte planete. Doi astronomi din secolul al XIX-lea, John Couch Adams din Marea Britanie și Urbain-Jean-Joseph Le Verrier din Franța, au presupus în mod independent prezența unei a opta planete nevăzute care ar putea produce discrepanțele observate. Ei au calculat poziția acesteia la un grad distanță de locul în care a fost descoperită planeta Neptun în 1846. Măsurătorile mișcării celei mai apropiate planete, Mercur, pe o perioadă îndelungată, i-au determinat pe astronomi să concluzioneze că axa majoră a orbitei eliptice a acestei planete se deplasează în spațiu cu o viteză de 43 de secunde de arc pe secol mai mare decât cea care ar putea fi explicată de perturbațiile celorlalte planete. În acest caz, însă, nu au putut fi găsite alte corpuri care să producă această discrepanță, iar o foarte ușoară modificare a legii gravitației lui Newton părea să fie necesară. Teoria relativității a lui Einstein prezice cu precizie acest comportament observat al orbitei lui Mercur.