Решение в рамках общей теории относительностиОсновная статья: Задача Кеплера в общей теории относительности
После создания в 1905 году специальной теории относительности (СТО) А. Эйнштейн осознал необходимость разработки релятивистского варианта теории тяготения, поскольку уравнения Ньютона были несовместимы с преобразованиями Лоренца, а скорость распространения ньютоновской гравитации была бесконечна. В одном из писем 1907 года Эйнштейн сообщал:
Сейчас я также занимаюсь исследованием закона тяготения с позиций теории относительности; надеюсь, это позволит мне пролить свет на ещё не объяснённое большое вековое смещение перигелия орбиты Меркурия.
Первые наброски релятивистской теории тяготения опубликовали в начале 1910-х годов Макс Абрахам, Гуннар Нордстрём и сам Эйнштейн. У Абрахама смещение перигелия Меркурия было втрое меньше реального, в теории Нордстрёма ошибочным было даже направление смещения, версия Эйнштейна 1912 года давала значение на треть меньше наблюдаемого.
В 1913 году Эйнштейн сделал решающий шаг — перешёл от скалярного гравитационного потенциала к тензорному представлению, этот аппарат позволил адекватно описать неевклидову метрику пространства-времени. В 1915 году Эйнштейн опубликовал окончательный вариант своей новой теории тяготения, получившей название «общая теория относительности» (ОТО). В ней, в отличие от ньютоновской модели, вблизи массивных тел геометрия пространства-времени заметно отличается от евклидовой, что приводит к отклонениям от классической траектории движения планет. 18 ноября 1915 года Эйнштейн рассчитал (приближённо) это отклонение и получил практически точное совпадение с наблюдаемыми 43″ в столетие. При этом не понадобилось никакой подгонки констант и не делалось никаких произвольных допущений.
Точное решение уравнений Эйнштейна, полученное Карлом Шварцшильдом два месяца спустя (январь 1916), показало, что перигелии планет действительно должны испытывать дополнительное смещение по сравнению с ньютоновской теорией. Если обозначить:
M — масса Солнца;
c — скорость света;
A — величина большой полуоси орбиты планеты;
e — эксцентриситет орбиты;
T — период обращения,
то дополнительное смещение перигелия планеты (в радианах за оборот) в ОТО даётся формулой

Для Меркурия эта формула даёт 42,98″ за столетие в отличном соответствии с наблюдениями.
До 1919 года, когда Артур Эддингтон обнаружил гравитационное отклонение света, объяснение смещения перигелия Меркурия было единственным экспериментальным подтверждением теории Эйнштейна. В 1916 году Гарольд Джеффрис выразил сомнение в адекватности ОТО, поскольку она не объясняла смещение узлов орбиты Венеры, ранее указанное Ньюкомом. В 1919 году Джеффрис снял свои возражения, поскольку, по новым данным, никаких аномалий в движении Венеры, которые не укладывались бы в теорию Эйнштейна, обнаружено не было.
Тем не менее критика ОТО продолжалась некоторое время и после 1919 года. Некоторые астрономы высказывали мнение, что совпадение теоретического и наблюдаемого смещения перигелия Меркурия может быть случайным, или оспаривали достоверность наблюдаемого значения 43″. Современные точные измерения подтвердили оценки смещения перигелия планет и астероидов, предложенные ОТО
Смещение перигелия, угловых секунд за столетие Теоретическое значение Наблюдаемое значение
Меркурий 00043,0 0043,1 ± 0,5
Венера 00008,6 0008,4 ± 4,8
Земля 00003,8 0005,0 ± 1,2
Марс 00001,35 0001,1 ± 0,3
Икар (астероид) 00010,1 0009,8 ± 0.8
Большая погрешность данных для Венеры и Земли вызвана тем, что их орбиты почти круговые.
Формула ОТО была проверена также для двойной звезды-пульсара PSR B1913+16, в которой две звезды, по массе сравнимые с Солнцем, вращаются на близком расстоянии, и поэтому релятивистское смещение периастра каждой (аналога перигелия) очень велико. Наблюдения показали смещение на 4,2 градуса в год, в полном согласии с ОТО