A bipoláris sugár két folyamatos gázáram a csillag pólusaiból. Ők is társítható őscsillagok (fiatal csillagok képződését), vagy kialakult csillagok (poszt- AGB ).
Mindkét esetben a bipoláris sugárzás főként molekuláris gázból (in) áll . Tíz, vagy akár több száz kilométer / másodperc sebességgel haladhatnak, a fiatal csillagok esetében pedig akár parszekig is meghosszabbodhatnak .
A protosztárok esetében a fluxusokat sűrű sugár mozgatja. A patak keskenyebb, mint a patak, és nagyon nehéz közvetlenül megfigyelni. A szuperszonikus lökéshullámok jelenléte a sugár mentén azonban ez utóbbi gázhőmérsékletét több ezer fokra emeli. Ezek a forró gázok az infravörösben bocsátanak ki, ezért infravörös teleszkópokkal, például az Egyesült Királyság infravörös távcsövével detektálhatók . Gyakran csomók vagy ívek jelennek meg a sugárnyaláb mentén. "Molekuláris sokkhullámoknak" nevezik őket az általuk elfoglalt alakra hivatkozva, amelyek hasonlítanak a hajó orra által a vízen létrehozott formákra. Ezenkívül ezek a sokkok miatt a fúvókák általában S alakúak.
Milliméteres teleszkópokkal, például a James Clerk Maxwell teleszkóppal lehet általában megfigyelni a bipoláris sugárzásokat, köszönhetően a gerjesztett szén-monoxid- molekulák fénykibocsátásának . A bipoláris sugárzás rendszeresen sötét, sűrű felhőkben található. Rendszerint nagyon fiatal csillagokkal (10 000 évnél fiatalabbak) állnak kapcsolatban, és szorosan kapcsolódnak a molekuláris sokkhullámokhoz. Valójában úgy gondolják, hogy a lökéshullámok sűrű gázokat vetítenek ki vagy "vonszolnak" a környező felhőből a bipoláris sugár kialakulásához.
A fejlettebb fiatal csillagok - T Tauri csillagok - sugara hasonló lökéshullámokat produkál, bár ezek a látható spektrumban helyezkednek el, és Herbig-Haro objektumoknak (HH objektumok) hívják őket . A Tauri csillagok általában kevésbé sűrű környezetben találhatók. A körülöttük lévő gáz és por hiánya miatt a HH tárgyak kevésbé valószínű, hogy társuljanak a bipoláris fúvókákkal.
A bipoláris sugár jelenléte azt jelzi, hogy a központi csillag egy akkumulációs korongon keresztül továbbra is felhalmozza az anyagot a környező felhőben . A fúvókák kiürítik az akkréciós korongban felhalmozódott felesleges szöget . Valójában a sugárhajtók nélkül a korong összegyűjtése nem lehetséges, és a csillag soha nem veszi el.
A fejlettebb csillagok bipoláris sugárzása valószínűleg kezdetben szimmetrikus gömb alakú szelek (úgynevezett AGB utáni szelek) által jön létre, amelyek egy vörös óriáscsillag felületéről kilökődnek . Ezeket a mágneses mezők vagy bináris társaik képezik a gázkúpokban, még nem jól ismert folyamatban.
Az AGB utáni csillagok bipoláris sugárzatai addig fejlődnek, amíg egy bolygó ködöt nem képeznek .
A Fleming 1 esete azt mutatja, hogy két fehér törpe bináris kontaktusrendszere is látszólag bipoláris sugárzást eredményez.