Zacznijmy od drugiego pytania, na które odpowiedź brzmi – nie. W ujęciu Newtonowskim i Keplerowskim (pominiemy ujęcie relatywistyczne) grawitacja jest jedyną licząca się siłą w Układzie Słonecznym i nie jest przez nic równoważona (gdyby tak było, to zgodnie z pierwszym prawem dynamiki planety pozostawałyby w spoczynku lub poruszałyby się ruchem jednostajnym prostoliniowym, a krążą przecież po eliptycznych orbitach).

Planety mają natomiast moment pędu, a co za tym idzie pewną prędkość i gdyby Słońce nagle zniknęło, to np. Ziemia od tej chwili mknęłaby przez przestrzeń po linii prostej z prędkością ok. 30 km/s (jeśli pominąć oddziaływanie innych gwiazd i Galaktyki). Słońce jednak ciągle oddziałuje swoją grawitacją na tyle silnie, że zakrzywia jej tor ruchu, zamykając go w kształcie elipsy. Taka prędkość jest dla każdej orbity inna (im dalej tym mniejsza), dlatego Wenus okrąża Słońce szybciej niż Ziemia, a Mars wolniej.

Słońce, jako główne źródło grawitacji, trzyma na uwięzi cały układ, ale także planety oddziałują grawitacyjnie między sobą, co powoduje perturbacje i zaburzenia ich ruchu względem przewidywań teoretycznych. Tak odkryto Neptuna – jego grawitacja wpływa istotnie na ruch Urana, przez co pozycja tego drugiego na niebie nie zgadzała się z obliczeniami astronomów. Planety mogą też wchodzić w tzw. rezonanse orbitalne, wtedy na X okrążeń jednej przypada Y okrążeń drugiej.

Siła grawitacji zależy nie tylko od masy, ale też od odległości (maleje wraz z jej kwadratem), dlatego ciała odległe od siebie oddziałują na siebie słabiej niż ciała znajdujące się blisko. Przykładowo, na ruch Księżyca wpływ ma głównie grawitacja Ziemi, a nie Słońca, mimo że masa Ziemi stanowi 0,000003 masy Słońca; dopiero w odległości powyżej ok. 1 500 000 km od Ziemi oddziaływanie Słońca zaczyna przeważać (zob. strefa Hilla).

Jeśli chodzi o pytanie pierwsze, to równowaga którą obserwujemy teraz jest pozorna – orbity powoli (w czasie rzędu milionów i miliardów lat) ewoluują. W początkach powstania Układu Słonecznego działo się to bardziej dynamicznie – z dysku protoplanetarnego powstawało więcej obiektów, które zderzając się ze sobą, łącząc i zwiększając masę, a co za tym idzie grawitację, skuteczniej przyciągały więcej materiału, przy okazji oczyszczając swoją orbitę. Tak mógł powstać Księżyc – młoda Ziemia zderzyła się z obiektem podobnych rozmiarów, co spowodowało wyrzut na jej orbitę dużej ilości materii, z której później uformował się nasz satelita.

Po pewnym czasie, wokół największych obiektów zrobiło się wystarczająco pusto i były od siebie na tyle oddalone, żeby już na siebie „nie wpadać” – sytuacja znacznie się uspokoiła i taki stan widzimy obecnie. Perturbacje jednak kumulują się, zmieniając powoli kształt orbit. Tych zmian, w długich przedziałach czasu, nie jesteśmy w stanie dokładnie obliczyć, możemy natomiast przeprowadzać symulacje komputerowe i szacować prawdopodobieństwo. Istnieje np. prawdopodobieństwo wynoszące ok. 1%, że w dalekiej przyszłości orbita Merkurego rozciągnie się na tyle, że przetnie orbitę Wenus, co może skutkować zderzeniem z nią, lub ze Słońcem – więcej szczegółów tutaj.