to sprawia, że obserwacja samego Merkurego jest trudna, i dlatego przed nastaniem ery kosmicznej zainteresowanie koncentrowało się na jego orbicie. Podobnie jak w przypadku innych planet, orbita Merkurego jest w zasadzie elipsą, zgniecionym okręgiem. Elipsę można narysować, wbijając w kartkę papieru dwie szpilki i zawiązując nitkę w luźną pętlę wokół szpilek. Następnie należy wstawić do pętli ołówek i za jego pomocą naciągnąć nitkę. To, co narysujemy na papierze, przesuwając ołówek wokół szpilek po powierzchni kartki, przez cały czas zachowując napięcie nitki, będzie elipsą. Miejsca, w których umieściliśmy szpilki, nazywają się ogniskami elipsy. Słońce znajduje się w środku orbity każdej planety, a odległość planety od Słońca zmienia się w trakcie obiegania orbity. Wielkość tej zmiany nazywa się ekscentrycznością albo mimośrodem elipsy; waha się ona od 0, jeżeli zmian nie ma – to znaczy, jeżeli orbita jest w rzeczywistości okręgiem – do prawie 1, kiedy elipsa jest bardzo długa i cienka. Mimośród orbity Ziemi wynosi 0,017; jest ona niemal okręgiem. Ekscentryczność orbity Merkurego jest równa 0,21; to najbardziej ekscentryczna ze wszystkich orbit planetarnych. W rezultacie odległość tejże planety od Słońca ulega znacznym zmianom: od 46 milionów do 70 milionów kilometrów – czyli, z grubsza biorąc, od jednej trzeciej do prawie połowy odległości Ziemi od Słońca.
Orbita Merkurego jest bardzo ekscentryczna i, ponieważ znajduje się blisko Słońca, przyciąganie grawitacyjne Słońca jest również bardzo duże. Jako że orbita Merkurego jest tak ekstremalnym przypadkiem, planeta świetnie nadaje się do testowania różnych teorii grawitacji. Wykorzystując tego rodzaju teorię, astronomowie potrafią wyliczyć, gdzie dana planeta będzie się znajdowała w dowolnym momencie, i jeżeli zastosowana teoria jest właściwa, wyliczenia będą precyzyjne. Teoria grawitacji Newtona zdaje większość testów celująco i bardzo dobrze opisuje orbity planet. Tymczasem w przypadku Merkurego teoria Newtona z jakichś subtelnych i tajemniczych powodów okazuje się nieznacznie, ale jednak znacząco niedokładna. Orbita planety różni się od tego, gdzie umieściłyby ją wyliczenia newtonowskie, o niewielką wartość przy każdym obiegu wokół Słońca, co, narastając, daje po kilku dekadach zauważalną rozbieżność. Przyczyna tego była tajemnicą do czasu stworzenia przez Alberta Einsteina ogólnej teorii względności.
Ogólna teoria względności to, na dobrą sprawę, wyjaśnienie, jak działa grawitacja. Einstein stworzył swoją teorię, posługując się wyłącznie myśleniem abstrakcyjnym, w gruncie rzeczy bez uciekania się do praktyki. Ale oczywiście zdawał sobie sprawę, że teoria albo się potwierdzi, albo upadnie, w zależności od tego, na ile będzie odpowiadać rzeczywistości. Początkowo nie mógł znaleźć niczego rzeczywistego, co umożliwiałoby przetestowanie teorii. W rezultacie powstrzymał się na jakiś czas od podania jej do wiadomości publicznej. Jak na ironię, powściągliwemu Albertowi Einsteinowi dodała pewności siebie i zainspirowała go do ujawnienia teorii wstydliwa planeta Merkury, która pokazuje się na krótko, a potem szybko się chowa, tak jakby nie chciała zwracać na siebie uwagi, powiedzieć czegoś, co wzbudziłoby kontrowersje. To, czego fizyk dowiedział się o niej, testując swoje hipotezy, rozwiązywało roztrząsany od dziesiątków lat problem orbity planety, co skłoniło uczonego do poddania weryfikacji opracowanej przez siebie teorii, która od tamtej pory triumfalnie odpiera wszelkie ataki.
Rozbieżność między obserwowaną orbitą Merkurego a teoretycznymi wyliczeniami na bazie teorii Newtona wprawiała astronomów w zakłopotanie, począwszy od wieku dziewiętnastego. Rozbieżność ta była wynikiem następującego stanu rzeczy.
Obiegając Słońce, Merkury porusza się po elipsie, jak wszystkie inne planety. Jednak ta elipsa nie jest przez cały czas zorientowana w tym samym kierunku. Długa oś elipsy obraca się powoli wokół Słońca w tempie około 1,5 stopnia na sto lat. Tę zmianę kierunku osi obrotu nazywamy precesją.
Precesji podlegają wszystkie orbity planetarne. Jest ona spowodowana głównie oddziaływaniem grawitacyjnym innych planet oraz faktem, że Słońce nie jest idealnie kuliste. Tempo precesji można wyliczyć z teorii grawitacji Newtona, która daje niemalże właściwy wynik dla wszystkich planet z wyjątkiem Merkurego i Wenus. Orbita Merkurego wykazuje największą rozbieżność; precesja zachodzi w tempie, które jest o 43 sekundy kątowe na stulecie zbyt wolne w stosunku do wyliczeń newtonowskich (precesja orbity Wenus jest rozbieżna o 8,3 sekundy kątowe na sto lat). Jedna sekunda kątowa jest równa 1/3600 stopnia, a zatem rozbieżność nie jest duża, ale jednak na tyle wyraźna, że był to problem, który nie dawał spokoju naukowcom.
Francuski astronom Urbain Le Verrier sądził, że omawiana rozbieżność może być spowodowana dodatkowym oddziaływaniem na Merkurego jeszcze nieodkrytej planety. Wcześniej w swojej karierze osiągnął wielki sukces, wyjaśniając rozbieżności dotyczące orbity Urana. Podejrzewał, że poza orbitą Urana krąży nieodkryta planeta, która ściąga Urana z kursu. Doprowadziło to do odkrycia Neptuna (rozdział 15.). Chciał powtórzyć sukces, próbując odkryć nową planetę, tym razem wewnątrz orbity Merkurego. Taką planetę byłoby nawet trudniej dostrzec niż Merkurego i wiedząc to, Le Verrier nie zniechęcał się, kiedy nie udawało mu się jej zaobserwować.
Przez kilka lat astronomowie kontynuowali poszukiwania nieodkrytej planety, wypatrując jej wtedy, kiedy, jak uważali, może przechodzić przez tarczę Słońca, czyli być w tranzycie. Kiedy zachodzi takie zjawisko, planeta w tranzycie rysuje się na tle jasnej tarczy Słońca jako czarna, okrągła plama. W 1859 roku astronom amator i wiejski lekarz, Edmond Lescarbault, mieszkający w Orgères-en-Beauce, między Paryżem a Orleanem, poinformował, że widział plamę przechodzącą na tle Słońca i że tranzyt trwał 4,5 godziny. Le Verrier udał się do Orgères, aby przepytać doktora. Astronom uznał wyjaśnienia za przekonujące, uwierzył w autentyczność obserwacji i nadał planecie nazwę Wulkan na cześć boga ognia.
Wiarygodność wersji lekarza zmniejszyła się, kiedy ujawnił, że wprawdzie zrobił notatki ze swych obserwacji, pisząc ołówkiem na drewnianej tabliczce, której używał też do notatek z wizyt pacjentów, ale następnie zestrugał powierzchnię tabliczki heblem, aby móc ją ponownie wykorzystać. Niemniej jednak Le Verrier udzielił poparcia Lescarbaultowi i w rezultacie doktor został mianowany Kawalerem Legii Honorowej, uprawnionym do noszenia orderu na czerwonej wstążce przyznawanego w uznaniu za wybitne zasługi. Odkrycie nowej planety musiało oczywiście zostać potraktowane jako zasługujące na wyróżnienie, a astronom, który ją odkrył, mógł oczekiwać, że będzie poczytywany za osobę wybitną.
Odkrycie przyniosło Lescarbaultowi sławę i prestiż, co skłoniło go do poświęcenia się swojej pasji, czyli astronomii. Porzucił medycynę i zbudował dom z obserwatorium, w którym mógł kontynuować swoje badania astronomiczne.
Jednak w kolejnych latach ani innym astronomom, ani samemu Le Verrierowi nie udało się znaleźć dowodu potwierdzającego tezy Lescarbaulta. Podjęto kilka prób wytyczenia orbity nowej planety i ustalenia na tej podstawie, kiedy możliwy jest jej tranzyt, jednak nie pokazała się ona w żadnym z przewidzianych terminów. Tak więc istnienie Wulkana pozostało sprawą kontrowersyjną, a zainteresowanie nim przygasło. Odżyło na krótko wśród astronomów amerykańskich przy okazji całkowitego zaćmienia Słońca widocznego w Ameryce Północnej 29 lipca 1878 roku. Zjawisko takie łagodzi oślepiające światło słoneczne, ponieważ Słońce zostaje przesłonięte przez Księżyc. Czy zatem można dostrzec Wulkana podczas zaćmienia – nie w postaci cienia, kiedy przechodzi przez tarczę Słońca, lecz w taki sposób, w jaki zazwyczaj obserwuje się planety, w odbitym świetle słonecznym?
Otrzymano dwa zgłoszenia potwierdzające wypatrzenie Wulkana, ale pochodziły one od astronomów o wątpliwej reputacji; James Watson obserwował zaćmienie w Rawlins w stanie
