Okres takiej krzywej byłby równy okresowi orbitalnemu układu podwójnego i trzeciego ciała wokół wspólnego środka masy, amplituda pomnożona przez prędkość światła dawałaby długość orbity układu. W tym przypadku:
gdzie: a – długość rzutu promienia orbity na płaszczyznę obserwacji w kierunku obserwatora (we wzorze w dniach), b – określa czas okresu obiegu T, T – okres obiegu wokół wspólnego środka masy układu podwójnego i trzeciego ciała, φ – przesunięcie fazowe. Znając sumę mas układu podwójnengo i przy założeniu, że masa trzeciego składnika nie jest zbyt duża (jeśli nie obserwuje się trzeciego składnika w obserwacjach CCD) oraz okres można korzystając z prawa Keplera oszacować odległość pomiędzy układem podwójnym a trzecim składnikiem.
gdzie: G – stała grawitacyjna, M – masa układu podwójnego, m – hipotetyczna masa trzeciego składnika.
W rzeczywistości orbity takich układów są najczęściej ekscentryczne i nachylone do obserwatora. Można jedynie wyznaczyć rzut orbity na płaszczyznę obserwacji i oszacować wymiar orbity niestety z dość dużym błędem.