Fast alle Reflexionsnebel schimmern bläulich, da sie meist von jungen Sternen beleuchtet werden. Es sind nur drei krasse Ausnahmen bekannt, nämlich die Sharpless-Region S222, die von der H-Alpha-Licht emittierenden Hülle des Sterns LkHa101 beleuchtet wird; dann der Nebel S136, der sein Licht von einem Roten Riesen bezieht; und schließlich der Nebel um Antares im Skorpion, einen der seltenen M-Überriesen. In seiner Nachbarschaft gibt es weiterhin etliche blaue Reflexionsnebel und zwei rote HII-Regionen, S9 und RCW129, die von dem B1-Riesen Sigma Scorpii beziehungsweise dem B0-Hauptreihenstern Tau Scorpii zum Leuchten angeregt werden. Die Spektraltypen der beleuchtenden Sterne in den blauen Reflexionsnebeln gehören ausnahmslos zum Spektraltyp B.

Die Entfernungen all dieser Sterne liegen bei 610 Lichtjahren. Außerdem sind auch viele helle B-Sterne im Skor­pion und in den ihm benachbarten Stern­bil­dern, die nicht in Zusammenhang mit Reflexionsnebeln stehen, ähnlich weit weg. Aber nicht nur die Entfernungen zahlreicher B-Ster­ne in dieser Himmels­region ähneln einander, sondern auch ihre Eigenbewegungen, so wie es bei den Mit­gliedern der Hyaden oder dem Ursa-Major-Bewegungshaufen zu beobachten ist. Das bedeutet, dass diese B-Sterne eine gemeinsame Entstehungsgeschichte haben. Solche Gruppen verwandter Sterne nennt man Assozia­tio­nen, im vorliegenden Fall Scorpius-Centaurus-Assozia­ti­on. Ähnliche ausgedehnte Gruppen junger Sterne, insbesondere von O-Sternen und sehr jungen B-Sternen (also solchen mit Spektraltypen zwischen O und B2), sind uns als OB-Assoziatio­nen bekannt, wie beispielsweise die Cygnus-OBII-As­soziation oder die I-Orion-OB-Asso­ziation.

Um einen Eindruck davon zu vermitteln, wie die Sterne der Scorpius-Centaurus-Assoziation im Milchstra­ßen­sys­tem verteilt sind, ist in der beigestellten Grafik der An­blick zu sehen, der sich einem außergalaktischen Beobachter bei einem Blick senkrecht auf die Mittelebene des Milchstraßensystems böte. Dargestellt sind die Positionen aller Sterne mit Spektraltypen zwischen O und B2 in einem Quadrat mit 1000 Lichtjahren Seitenlänge und der Sonne im Mittelpunkt. Die Beschränkung auf O- bis B2-Sterne hat den Vorteil, dass wir mit hoher Wahrscheinlichkeit in dem dargestellten Bereich sämtliche vorhandenen Sterne dieser Typen erfasst haben.

In der Grafik sind zwei Strukturen zu erkennen, die stark von einer gleichmäßigen Verteilung abweichen. Zunächst ist es die deutliche Häufung von Objekten innerhalb der gestrichelten blauen Linie: die Scorpius-Centaurus-Assozia­tion. Eben­so deutlich fällt ein großes Ge­biet um die Sonne herum auf, welches von O- bis B2-Sternen gemieden wird. Gäbe es diese Lücke in der Verteilung der hellsten jungen Sterne nicht, so würde unser Sternhimmel mit sehr viel mehr sehr hellen Sternen geschmückt sein!

Die Sco-Cen-Assoziation enthält nur zwei O-Sterne, nämlich Eta Carinae und Zeta Ophiuchi. Keiner der beiden Sterne steht in Bezie­hung zu einer HII-Region und kein B-Stern außerhalb der Region unmittelbar um Antares zu einem Reflexionsnebel, wäh­rend Sigma und Tau Scorpii in unmittelbarer Nähe von Antares kleine HII-Re­gio­­nen erzeugt haben. Die Sco-Cen-Asso­ziation besitzt also nur (noch) in der Ne­be­l­region um Antares merkliche Men­gen interstellarer Materie. Das erkennen wir auch daran, dass alle Mit­glieder der Sco-Cen-Assoziation außerhalb der Nebelregion um Antares nahezu unverfärbt sind: Ihr Licht ist nicht durch interstellaren Staub geschwächt und ge­rötet.

Antares war einst ein O-Stern, der sich mittlerweile zu einem M-Überriesen entwickelt hat. Sicher enthielt die Sco-Cen-Assoziation vor etlichen Millionen Jahren zahlreiche weitere O-Sterne, die sich eben­­falls zu M-Überriesen entwickelten, inzwischen aber ihr Dasein als Super­no­va beendet haben. Die Sco-Cen-Assoziation dürfte ursprünglich eine typische OB-Assoziation mit vielen O-Sternen gewesen sein. Aus den räumlichen Bewegungen ihrer Mitglieder ergab sich, dass sie bereits älter als 20 Millionen Jahre ist.