isimlerin enerjisini alır. Evvelâ yörüngeleri daireselleştirir, sonra da çaplarını azaltır. Yörüngenin enerjisi azaltılınca cisimlerarası uzaklık azalarak birbiri etrafında daha çabuk dönmeye başlarlar. Buna rağmen toplam açısal momentum azalmaktadır. Bu azalma, kütle çekimsel ışımayla götürülen açısal momentuma karşılıktır. Cisimlerin birbirine olan uzaklığın zamana göre azalma nispeti şu formülle hesaplanır:

Buradaki değişkenler, bir önceki denklemdekilerle aynıdır.

Yörünge, yarıçapın üçüncü kuvvetiyle ters orantılı olarak küçülür. Yarıçap, ilk değerinin yarısına indiğinde küçülmesi sekiz kere daha hızlanmış olur. Kepler'in üçüncü kanununa göre dönüş hızı bu noktada formula_20 katına ya da neredeyse başdaki hızın üç misline çıkacaktır. Yarıçap azalınca kütle çekimsel ışımaya giden güç daha da artar. Önceki denklemden de görülebileceği gibi ışıdığı güç, yarıçapın beşinci kuvvetiyle ters orantılı olarak artar. Bu da bu durumda 32 kat demektir.

Bundan önce verilen değerleri Güneş ve Dünya için kullanırsak Dünya yörüngesinin saniyede 1,1 metre küçüldüğü ortaya çıkar. Bu da yılda 3,5 m'dir ya da hidrojen atomunun çapının 1/300'üdür. Başka bir ifadeyle kütle çekimsel ışımanın Dünya'nın yörüngesine etkisi, Kâinat'ın bütün ömrü boyunca dahî ihmâl edilebilecek kadar azdır. Birbirine daha yakın dolanan cisimler için bu böyle değildir.

Daha pratik bir örnek, Güneş benzeri bir yıldızın kütlesi çok bir kara delik etrafındaki yörüngesidir. Samanyolu'muz, merkezi olan Sagittarius A'da potansiyel olarak 4.000.000 Güneş kütlesi olan bir kara deliğe sahiptir. Buna benzer süper masif kara delikler, neredeyse her galaksinin merkezinde bulunmaktadır. Bu örnek için iki milyon Güneş kütlesine sahip bir kara deliğin etrafında 1,89 m (63 ışık saniyesi) uzaklıkta dönen bir Güneş kütleli bir yıldız farz edelim. Kara deliğin kütlesi 4 kg ve kütle çekimsel yarıçapı 6 m'dir. Yörüngenin periyodu 1.000 s veya 17 dakikanın biraz altında olacaktır. Güneş kütleli yıldız, merkezdeki kara deliği saniyede 7,4 metre ya da her dolanımda 7,4 km yaklaşacaktır. Çarpışma çok sürmeden olacaktır.

Bir çift Güneş kütleli nötron yıldızı, birbirlerinden 1,89 m (189.000 km) uzakta olduğu hâlde birbirleri etrafında dönmektedirler. Bu da Güneş'in çapının 1/7'sinden biraz daha az ya da 0,63 ışık saniyesidir. Yörünge periyodu 1.000 s olacaktır. Yeni kütle ve yarıçapı yukarıdaki formüldeki yerine koyunca yörüngenin küçülmesi 3,7 m/s veya dönüş başına 3,7 mm'dir. Bu da yılda 116 metredir ve kozmik zaman ölçeğinde ihmâl edilemez.

Bunun yerine bu nötron yıldızlarının 1,89 m (1890 km) uzaktan birbiri etrafında döndüklerini farz edelim. Periyotları 1 s ve yörüngesel hızları ışık hızının 1/50'sidir. Yörüngeleri her devirde 3,7 m küçülecektir. Yakın çarpışma kaçınılmazdır. Yörüngeden kontrolden çıkarcasına devam eden enerji kaybıyla yıldızlararası uzaklık daha hızlı şekilde küçülecektir. Sonuçta bir kara deliği oluşturup artık kütle çekimsel dalga yaymayacaklardır. Buna İngilizcede "inspiral" denir.

Yukarıdaki denklem, yarıçapın değişim hızı yarıçapa bağlı olduğu ve böylece sâbit olmadığından bu yörüngenin ömrünü doğrudan hesap etmek için kullanılamaz. Yörünge ömrü, bu denklemin entegrasyonuyla hesap edilebilir (bakınız bir sonraki bölüm).

Yörüngesel ömür, kütle çekimsel ışıma kaynaklarının en önemli özelliklerindendir. Kâinat'ta tespit edilebilecek kadar yakın olan çift yıldızların ortalama sayınsını belirler. Kısa ömürlü çift yıldızlar nispeten az olup kütle çekimsel ışıması kuvvetli olan kaynaklardandır. Uzun ömürlü çift yıldızlar sayıca daha çoktur, fakat zayıf kütle çekimsel dalga kaynağıdırlar. LIGO, iki nötron yıldızının kaynaşmak üzere olduğu frekans kuşağında en hassastır. Bu ışımanın olduğu zaman çerçevesi sadece birkaç saniye kadardır. Milyonlarca sene süren dönmeden sonra bir an meselesi olan bu olayı detektörün algılaması için tâlihin yaver gitmesi gerekmektedir. Böyle bir kaynaşmanın görülme ihtimâli onyılda bir kadardır.

Bir yörüngenin ömrü şu formülle hesaplanır:

Burada "r", birbiri etrafında dönen iki cismin ilk uzaklığıdır. Bu denklem, bir önceki denklemin yarıçap azalma hızına göre integralini alarak çıkarılır. Denklem, yörünge çapının sıfıra ne zaman ineceğini gösterir. Yörüngesel hız, ışık hızını hatırı sayılır bir yüzdesi olduğundan denklem hatâlı olur. Bu yüzden içeri doğru helezon yapan cisimlerin kaynaşmadan önceki birkaç milisaniyeye kadar kullanılabilir.

Kütlelerin yerine Güneş ve Dünya'nın kütlelerini ve yörünge yarıçapını koyunca bu yörünge için 3,44 s veya 1,09 yıl gibi çok uzun bir ömür çıkar (ki bu, takrîben Kâinat'ın yaşının 10 katıdır). Gerçek değer, hesaplanandan az daha küçük olacaktır. Dünya, Güneş'e birkaç yarıçap uzaklıktan daha fazla yaklaştığında gelgitsel kuvvetlerin etkisiyle parçalanacaktır. Parçalar, Güneş etrafında bir halka oluşturur oluşturmaz KÇD ışıması da duracaktır.

İki milyon Güneş kütleli bir kara deliğin 1,89 m etrafında dönen Güneş kütleli bir yıldızdan oluşan bir sistemin ömrü 6,50 s veya 20,7 senedir.

10 kilometre çapında birbiri etrafında 1,89 m (189.000 km) uzaktan dönen Güneş kütleli iki nötron yıldızı sisteminin ömrü 1,30 saniye veya takrîben 414.000 yıldır. Yörünge periyodu 1.000 s olup çok uzakta olmaması halinde LISA ile izlenebilir. Yörüngesel periyodu bu civarda olan çok daha büyük sayıda beyaz cüce çiftleri bulunmaktadır. Beyaz cüce çiftlerinin kütleleri Güneş kütlesi, çapları da Dünya çapı civarında olur. Birbirleri ile kaynaşıp KÇD ışımaya son vermeden önce birbirleri etrafında dönerken aralarındaki uzaklık 10.000 km'den çok daha az olamaz. Sonuçta yeni bir nötron yıldızı ya da kara delik oluşur. Bu olana kadar kütle çekimsel ışımaları bir nötron yıldızı çiftiyle kıyaslanabilir. LISA, bu tür çift yıldızları tespit edebilecek tek kütle çekimsel deneydir.

Nötron yıldızı çiftinin yörünge çapı 1,89 m'ye (1890 km) düşünce kalan ömrü 130.000 s veya 36 saat civarıdır. Yörüngesel frekansı başta saniyede 1 devirken aradaki uzaklık 20 km'ye inip kaynaşmak üzere olduğu anda frekansı 918'e çıkar, kütle çekimsel ışıma yörünge frekansının iki katı olur. Tam kaynaşmadan önceki yörüngesel helezon, çift yıldızlar yeteri kadar yakın olması halinde LIGO tarafından gözlenebilir. Toplam ömrü milyarlarca sene olan böyle bir sistemdeki bu kaynaşmayı izlemek için LIGO'nun ancak birkaç dakikalık bir zaman penceresi vardır. Kâinat'ta bu tür kaynaşmalar çok olmasına rağmen böyle olayları baştaki gibi ayarlanan LIGO ile izleme ihtimali bir hayli düşüktür. Bunun sebebi aletin hassasiyetinin yeteri kadar sisteme erişecek kadar olamamasıdır. İlk ayarlarındaki LIGO, birkaç yılda hiçbir kaynaşma tespit edememiştir. Bu ayarlarla LIGO'nun ancak birkaç on yılda bir böyle bir olayı izleyebileceği düşünülmektedir. Yenilenen LIGO detektörünün hassasiyeti on kat daha fazla ve erişebildiği uzaklık on mislidir. Böylece gözlediği hacim de bin misline çıkar ve gözleyebileceği yıldız çifti adayları da 1000 misline çıkar. Böylece yılda onlarca tespitin mümkün olacağı beklenmektedir.

Dairesel yörüngede olan sistemleri yaydıkları KÇD genliğine göre de düşünebiliriz. formula_22, yörünge düzleminin dikmesiyle gözlemcinin bakış doğrultusu arasındaki açı olsun. Bir gözlemcinin sistemin dışında kütle merkezinden formula_23 uzaklığında olduğunu farz edelim. Eğer formula_23, dalga boyundan çok daha büyükse dalganın iki polarizasyonu

olacaktır. Burada Newton fiziğinde sabit açısal hızla dairesel bir yörünge kabul edilmiştir:

Mesela gözlemci formula_10-formula_11 düzleminde ise formula_30 ve formula_31'dır. Böylece formula_32 polarizasyonu her zaman sıfır olur. Ayrıca ışınan dalga frekansının dönme frekansının iki katı olduğunu görülüyor. Sonucu Dünya–Güneş sisteminin değerlerini denkleme koyarsak

olduğunu buluruz. Bu durumda dalga bulabilmek için en küçük uzaklık "R" ≈ 1 ışık yılıdır. Böylece tipik genlikler "h" ≈ 10 olacaktır. Başka bir ifade ile bir parçacıklar halkası 10'da bir kadar genişleyip sıkışacaklardır. Bu değer, düşünülebilecek bütün detektörlerin hassasiyet sınırının bir hayli altındadır.

Dünya-Güneş sisteminin oluşturduğu dalgalar çok ufak olmasına rağmen astronomlar, hatırı sayılır dalgalara sebep olan başka kaynakları gösterebilirler. Önemli bir örnek, birisinin çift pulsar olduğu Hulse-Taylor çift yıldızıdır. Yörüngelerinin karakteristiği, yaydıkları radyo sinyallerinin Doppler etkisiyle değişiminden çıkarılabilir. Her bir yıldızın kütlesi 1,4 Güneş kütlesi olup yörüngelerinin çapı, Dünya-Güneş yörüngesinin 1/75'idir. Başka bir ifadeyle bu çap, Güneş çapının birkaç katıdır. Büyük kütlelerin ve küçük bir çapın bir araya gelmesiyle Hulse-Taylor Sistemi'nin yaydığı enerji, Dünya-Güneş Sistemi'nin verdiği enerjiden çok daha fazladır - takrîben 10 katı kadar.

Yörünge hakkındaki bilgiler, dalga hâlinde ne kadar enerji (ve açısal momentum) yayılacağını kestirmeye yarar. Enerji oradan yayılırken yıldızlar birbirlerine yaklaşırlar. Bu etkiye içeri doğru dönme (İng. ) denir ve pulsarın sinyalinde gözlenebilir. Hulse-Taylor sistemi ölçümleri otuz seneden fazla bir süreden beri yapılmaktadır. Genel rölativitenin öngördüğü kütle çekimsel ışımanın gözlemlerle %0,2'lik bir hata ile uyuştuğu gösterilmiştir. 1993'te 
Russell Hulse ve Joe Taylor, kütle çekimsel dalgaların bu ilk dolaylı ispatından dolayı Fizik Nobel ödülüne lâyık görülmüşlerdir. Mâlesef bu ikili sistemin yörüngesel ömrü 1,84 milyar senedir. Bu süre, Kâinat'ın bilinen ömrünün hatırı sayılır bir kesridir.

İnspiraller, kütle çekimsel dalgaların önemli kaynaklarındandır. Her ne zaman beyaz cüceler, nötron yıldızları veya ikili siyah delikler gibi yoğun cisimler yakın oldukları hâlde birbirleri etrafında dönerse etrafa kuvvetli kütle çekimsel dalga yayarlar. Birbirlerine yakaştıkça bu dalgalar daha da kuvvetleşir. Öyle bir nokta gelir ki bu dalgaların etkisi, Dünya'daki veya Kâinat'taki başka cisimlerde doğrudan tespiti mümkün olur. Kütle çekimsel dalgayı doğrudan tespit etmeyi hedefleyen birkaç büyük ölçekli deney yapılmaktadır.

Bu konudaki tek zorluk, Hulse-Taylor ikilis