δ Circini é conhecido por ser um sistema múltiplo massivo que contém um binário eclipsante interno de 3,9 d em uma órbita ligeiramente elíptica que exibe movimento apsidal lento e um terciário distante com um período provável de 1644 d. Todos os três componentes do sistema são estrelas do tipo O ou B. Realizamos um estudo abrangente do sistema, com base em curvas de luz do TESS e outros instrumentos, uma nova série de espectros echelle, espectros mais antigos do arquivo do ESO e várias observações interferométricas do VLTI. Devido à grande quantidade de diferentes tipos de dados cobrindo ambas as órbitas no sistema, obtivemos um valor mais preciso do longo período orbital (1603,24 ± 0,19 d) e determinamos plenamente todos os outros parâmetros orbitais. Embora ambas as órbitas sejam excêntricas, a razão de seus períodos é grande o suficiente para que o sistema seja dinamicamente estável. As órbitas internas e externas estão no mesmo plano, o que significa que nenhum mecanismo de Kozai-Lidov está atuando no sistema. Assumindo metalicidade solar em nossos modelos MESA, encontramos idades de (4,4 ± 0,1), (4,7 ± 0,2) e (3,8 ± 1,3) Myr para a primária, a secundária e a terciária, respectivamente. Nosso cenário evolutivo prevê que o binário eclipsante interno se fundirá dentro de aproximadamente 1,7 Myr e eventualmente evoluirá para um buraco negro. A distância até o sistema, estimada a partir do tamanho angular da órbita externa, é de (809,9 ± 1,8) pc, o que implica que δ Cir pode estar localizado próximo ao centro de uma população estelar ASCC 79, um subgrupo do jovem complexo Circinus. Com uma massa total de (53,04 ± 0,29) M⊙, δ Cir pode contribuir com uma fração significativa da massa total da população.
Švrčková et al. (Sex, ) estudaram essa questão.