해왕성 바깥 행성
초기 추측

해왕성의 발견  문서를 참고하십시오.
1840년대에 프랑스 수학자 위르뱅 르 베리에는 뉴턴 역학을 사용하여 천왕성 궤도의 섭동을 분석하고, 그 원인이 아직 발견되지 않은 행성의 중력에 의한 것이라고 가설을 세웠다. 르 베리에르는 이 새로운 행성의 위치를 예측하고 계산한 결과를 독일의 천문학자 요한 고트프리트 갈레에게 보냈다. 편지를 받은 다음 날인 1846년 9월 23일, 갈레와 그의 제자 하인리히 다레스트는 르 베리에가 예측한 바로 그 위치에서 해왕성을 발견했다. 두 거대 행성들의 궤도에는 약간의 불일치가 남아있었지만, 이 불일치를 발견한 갈레는 해왕성을 발견했다. 이는 해왕성 너머 궤도를 도는 또 다른 행성이 존재한다는 것을 나타내는 것으로 받아들여졌다.
해왕성이 발견되기 전에도 일부 사람들은 하나의 행성만으로는 불일치를 설명하기에 충분하지 않다고 추측했다. 1834년 11월 17일, 영국의 아마추어 천문학자 토마스 존 허시Thomas John Hussey 목사는 프랑스 천문학자 알렉시 부바르와 나눈 대화를 영국 왕립 천문학자 조지 비델 에어리에게 보고했다. 허시는 천왕성의 비정상적인 움직임이 미지의 행성의 중력 영향 때문일 수 있다고 부바드에게 제안하자, 부바드는 그런 생각이 들었다고 답했고, 고타의 제베르크 천문대(Seeberg Observatory) 대장인 페테르 안드레아스 한센과 이 주제에 대해 연락을 주고받았다고 보고했다. 한센의 의견은 하나의 천체로는 천왕성의 운동을 적절히 설명할 수 없다는 것이었고, 천왕성 너머에 두 개의 행성이 있다고 가정했다.
1848년 자크 바비네Jacques Babinet는 르 베리에의 계산에 이의를 제기하며 해왕성의 관측 질량이 르 베리에가 처음에 예측한 것보다 작고 궤도가 더 크다고 주장했다. 그는 르 베리에의 계산에서 단순 뺄셈을 기반으로 해왕성 너머에 지구 질량 약 12개의 다른 행성이 존재한다고 가정했고, 이 행성을 "하이페리온"이라고 명명했다. 르 베리에가 바비네의 가설을 비난하며 "상상력이 너무 크게 작용한 가설을 제외하고는 다른 행성의 위치를 확인할 수 있는 방법이 전혀 없다"고 말했다.
1850년에 미국 해군 천문대의 보조 천문학자 제임스 퍼거슨James Ferguson은 자신이 관측한 별, GR1719k를 "잃어버렸다"고 언급했는데, 천문대 김독관인 매튜 모리Matthew Maury 중위는 이것이 새로운 행성임에 틀림없다고 주장했다. 이후 다른 위치에서 이 '행성'을 찾아내는 데 실패했고, 1878년 뉴욕 해밀턴 칼리지 천문대의 책임자인 CHF 피터스CHF Peters는 이 별이 실제로 사라진 것이 아니며 이전의 결과가 인간의 실수 때문이라는 사실을 밝혀냈다.
1879년에, 카미유 플라마리옹Camille Flammarion은 혜성 1862 III와 1889 III의 장축단이 각각 47, 49AU라는 사실을 발견하고, 이 혜성들이 타원 궤도로 끌어당긴 미지의 행성의 궤도 반경을 표시할 수 있다고 제안했다. 천문학자 조지 포브스George Forbes는 이 증거에 근거해 해왕성 너머에 두 개의 행성이 존재할 것이라고 결론을 내렸다. 그는 혜성 4개가 약 100AU에 장축단을 가지고 있고, 장축단이 약 300AU에 모여 있는 혜성이 6개 더 있다는 사실을 바탕으로 가상의 해왕성 바깥 행성 한 쌍의 궤도 요소를 계산해냈다. 이 요소들은 데이비드 펙 토드David Peck Todd라는 다른 천문학자가 독립적으로 만든 요소들과 암시적으로 일치하여 많은 사람들에게 유효할 수 있음을 시사했다. 그러나 회의론자들은 관련된 혜성의 궤도가 의미있는 결과를 생성하기에는 여전히 너무 불확실하다고 주장했다. 일부는 포브스의 가설을 제9행성의 선구자로 간주했다.
1900년과 1901년, 하버드 대학 천문대 책임자인 윌리엄 헨리 피커링William Henry Pickering은 해왕성 횡단 행성을 찾기 위한 두 번의 탐사를 이끌었다. 첫 번째는 덴마크 천문학자 한스 에밀 라우Hans E. Lau가 1690년부터 1895년까지 천왕성 궤도 데이터를 연구한 결과, 해왕성 바깥 행성 하나만으로는 궤도의 불일치를 설명할 수 없다는 결론을 내리고 그 원인으로 추정되는 두 행성의 위치를 가정한 것이다. 두 번째는 가브리엘 달레Gabriel Dallet가 해왕성 횡단 행성 하나만으로는 천왕성의 움직임을 설명할 수 없다고 제안하면서 시작되었다. 피커링은 의심되는 행성이 있는지 판을 조사하는 데 동의했다. 두 경우 모두 행성은 발견되지 않았다.
1902년 독일 뮌스터의 테오도르 그리굴Theodor Grigull은 해왕성 너머 원일점을 갖는 혜성들의 궤도들을 관측한 후, 천왕성 궤도의 편차와 교차 확인하여 50AU에 360년 주기의 천왕성 크기의 행성이 존재한다고 선언하고 하데스(Hades)라고 명명했다. 1921년에, 그리굴은 관측된 편차에 더 잘 맞도록 궤도 주기를 310~330년으로 수정했다.
1909년, 자기중심적 반대론자로 명성이 높았던 천문학자 토마스 제퍼슨 잭슨 시Thomas Jefferson Jackson See는 "해왕성 너머에는 분명히 하나, 아마도 두 개, 어쩌면 세 개의 행성이 있다"고 주장했다. 그는 잠정적으로 첫 번째 행성의 이름을 "오세아누스(Oceanus)"라고 명명하고 태양으로부터 42, 56, 72AU에 각각의 거리를 배치했다. 그는 행성의 존재를 어떻게 확인했는지에 대해서는 언급하지 않았고, 행성의 위치를 찾기 위한 탐사도 진행되지 않았다.
1911년 인도의 천문학자 벤카테시 케타카르Venkatesh P. Ketakar는 목성의 위성에서 피에르-시몽 라플라스가 관찰한 패턴을 재가공하여 외부 행성에 적용함으로써 힌두교의 신 브라흐마와 비슈누의 이름을 딴 두 개의 해왕성 횡단 행성들의 존재를 제안했다. 목성의 세 개의 갈릴레이 위성인 이오, 유로파, 가니메데는 라플라스 공명이라고 불리는 복잡한 1:2:4 공명에 갇혀 있다. 케타카르는 천왕성, 해왕성, 그리고 가상의 해왕성 바깥 행성들도 라플라스 공명과 같은 공명에 갇혀 있다고 제안했다. 천왕성과 해왕성은 2:1에 가까운 공명 상태에 있지만 완전한 공명 상태는 아니다. 그의 계산에 따르면 브라흐마의 평균 거리는 38.95AU, 궤도 주기는 242.28지구 년(해왕성과 3:4 공명)으로 예측되었다. 19년 후 명왕성이 발견되었을 때 명왕성의 평균 거리는 39.48AU, 공전 주기는 248지구년으로 케타카르의 예측과 비슷했다(실제로 명왕성은 해왕성과 2:3 공명). 케타카르는 평균 거리와 주기 외에는 궤도 요소에 대한 예측을 하지 않았다. 케타카르가 어떻게 이러한 수치에 도달했는지는 분명하지 않으며, 그의 두 번째 행성인 비슈누는 발견되지 않았다.