태양계에서 이 효과는 수성에서 가장 두드러지며, 그 크기는 100100100년 당 약 43′′43''43′′(0.0119°0.0119°0.0119°)이다.
첫번째 항은 우리에게 익숙한 뉴턴 중력, 두번째 항은 원심력이다. 세번째 항은 고전 역학에는 없는 효과(인력)이다. 즉 이것이 고전 역학과 일반 상대성 이론의 차이를 만든다. 케플러 법칙 은 처음 두 항만이 있을 때 얻어지며, 따라서 첫번째 법칙인 공전 궤도가 하나의 타원을 이룬다는 것은 일반 상대성 이론에서 부정된다. 이 보정항은 c2c^2c2에 의해 매우 작으며 L2/r3L^2/r^3L2/r3에 비례한다는 것을 알 수 있다. 따라서, 궤도 반지름에 비해 속력이 매우 느리면 이 항은 무시할 수 있으며, 케플러 법칙은 좋은 근사를 제공한다. 한편 천체가 근일점에 가까워질수록 거리가 줄어들면서 약간의 인력이 추가되어 장축이 회전하고, 근일점이 세차운동을 하게 된다. 태양계에서 이 효과는 수성에서 가장 두드러지며, 그 크기는 100100100년 당 약 43′′43''43′′(0.0119°0.0119°0.0119°)이다. 펄서 쌍성계에서는 보다 큰 값을 관측할 수 있다.