グリーゼ581c
グリーゼ581cの存在と、その質量は、太陽系外惑星の検出方法としてよく用いられるドップラー分光法によって求められた。質量は、主星グリーゼ581が、グリーゼ581cの重力によって揺れ動く速度から計算する事が出来る。未確認のものも含め、存在する可能性があるグリーゼ581の6つの惑星全てにケプラー法則の解がある場合、グリーゼ581cの下限質量は地球の5.5倍になり、この質量から、グリーゼ581cはスーパーアースに分類される。グリーゼ581恒星系の動力学シミュレーションによると、惑星fとgを除く4つの惑星の軌道は共平面で、質量が下限の1.6倍から2倍を超えると不安定になると見積もられている。これは主に、惑星bとeの位置が近いためである。このことより、グリーゼ581cの質量の上限は地球の10.4倍になる。
グリーゼ581からは少し離れているため、グリーゼ581cは片面を常に主星に向け、もう片方を永久に主星に見せる事がない、潮汐力による「潮汐固定」(自転と公転の同期)を受けているとされている。主星の観測から、グリーゼ581cは円形軌道である事が示されているが、より古い研究では0.10から0.22の軌道離心率の値が求められている。これほど軌道が歪んでいれば、公転軌道上で、表面温度に大きな差が生じる。惑星が主星に近い時は潮汐力が強いので、惑星は「擬似同期(pseudo-synchronization)」とも呼ばれる、公転周期よりも短い自転周期が予想される。この効果の例として、水星がある。公転周期と自転周期の比はおよそ3:2で、これは2回公転する毎に3回自転する事を示している。いずれにしても、公転と自転が同期していても、惑星は秤動し、秤動している間は、惑星の明暗境界線は変化している。
時間経過と共に変化する、惑星軌道の進化モデルは、潮汐力に起因する熱が地質学において重要な役割を果たすかもしれない事を示唆している。天文学者によって提案されたモデルでは、この潮汐力によって生じた熱が、プレートテクトニクスなどの地質活動を引き起こし、木星の衛星イオの約3倍もの表面熱流束をもたらす可能性を新している。