天鹅座分子云复合体

天鹅座分子云复合体（简称为天鹅座复合体）是位于银河系中心区域的一个巨大分子云，坐落在北天星座天鹅座，距离地球约5,000光年；它是银河系中恒星形成速度最快的恒星形成区域之一，也是已知最大的分子云复合体，内有几个电离氢区、巨大且明亮的星协、疏散星团，以及银河系中一些最亮的恒星。
该复合体中最引人注目的结构是天体目录中缩写为Sh2-109的天体；它是一个跨越数百光年，由多个电离氢区（H II区域）组成的巨大集合体。在天空的这个区域，人类发现了来自OB星协的各种辐射。Sh2-109也是天鹅座X中最亮、最突出的部分；该区域的气体和尘埃总质量在10,000到100,000太阳质量之间。
该复合体位于猎户臂，这是太阳系所在的位置和英仙臂的边界。该复合体仍处于其演化的早期阶段，可由复合体内部一些极年轻且集中的疏散星团及明亮而巨大的恒星证明。在该区域最远的地方，天鹅座X-1与一个OB星协相连，这个X射线源的产生原因很可能是是黑洞从它的蓝超巨星伴星那里吸取物质。
观测.
天鹅座复合体的中心位于明亮恒星天津四和天津一附近，但无论是肉眼、双筒望远镜或小型天文望远镜都无法观测到它。用小型仪器能看到的只是其中的恒星和小的疏散星团，它们形成了一些相当明显的光斑，以至于它们所在的银河系区域是天空中最亮的一段。
由于该复合体的赤纬约为+40°，在地球北部区域，大部分时间都可以观测到该复合体。在北纬50度以北的地区，该复合体甚至是拱极星。银河系的这一分支完全主导了北方夏季和秋季傍晚的天空，它几乎出现在北部中纬度地区的天顶处。另一方面，在南半球，尤其是从南部的中纬度地区，很难观测到这一片天空的区域；然而，在热带地区，它仍是是相当适宜观测的。
需要一台强大的望远镜才能注意到相关的星云状成分，但能够检测到它的最佳方法是利用天文摄影的潜力；还应该记住，天空中这一片浓稠云气的部分在很大程度上被一大群暗星云（在北半球称为大裂谷或「北煤炭带）遮蔽，挡住了观察者的视线。
在岁差纪元中.
由于被称为地轴进动的现象，恒星和星座的天球座标可能会发生很大变化，而这取决于它们与黄道的北极和南极的距离。
天津一、天津四和和天鹅座复合体的银河系部分大约在赤经 20小时，距离18小时不远，这相当于除了黄道北极周围的区域外，天体达到最南偏角的点。
目前，该复合体在大约2,500年前经历了赤经18小时，趋向于越来越北偏。大约11,000 年后，该复合体处于赤经6小时之处时，它将到达它的最北端：那时，如右边的图像所示，它将与天北极相距只有几度。
银河环境和视线.
在天鹅座方向上，可见的银河系区域在绝对意义上被被称为天鹅裂缝，由大裂谷的广阔暗星云所主导；这是一个低速云系统，从我们的角度来看，它似乎纵向穿过天津一以南的整个银河系，长度可达 86°。这片云的平均距离约为700秒差距（等于约2,300光年），延伸约1,000光年。在这个分子云复合体的边缘有一些疏散星团，比如距离地球大约2,400光年之外的NGC 6940，和一些沃夫-瑞叶星，包括明亮的WR 147，它的亮度在630秒差距（2,050光年）的距离上被严重遮挡（尽管它的绝对星等是 -4.7等，但它的视星等是15等）。
从地球向北观察天鹅座的裂缝，人类发现了两个星云：北美洲星云和鹈鹕星云。两者都在大约800秒差距（2,600 光年）的距离上，因此离看似裂缝的黑暗复合体不远。这个复合体，连同裂谷身的复合体，是同一个非常广泛的巨分子云系统的一部分，该系统是古德带明亮恒星的分支，太阳与位于这片云之外的大型恒星和云雾状天鹅复合体也位于其中。
在这个黑暗的裂谷之外，是大型OB星协天鹅座OB7和天鹅座OB4；在大型天鹅座分子云复合体的最边缘，有相当数量的疏散星团，其中一些，如NGC 6910和著名的M29，虽然两者都在5,000多光年之外，但仅使用小型仪器也可以毫无困难地观测到。分子云复合物由Sh2-109形成，它构成了最大的部分，其分支几乎延伸到这些星团，而天鹅座X是没有被完全照亮的一个巨大复合体，它会发出强烈的X射线辐射；Sh2-109和天鹅座X的直径加起来几乎占据了450秒差距，相当于1,400光年。
该复合体的南端（地球视角）边缘距离约5,100光年，坐落著另一个容易观测的疏散星团：NGC 6871。然而，在位于地球视线相反方向的复合体区域，隐藏著一些本质上最出色的OB星协：「最南端」的天鹅座OB1星协，天鹅座OB9就是这种情况，尤其是非常明亮的天鹅座OB2，它包含了银河系中一些已知最亮的恒星，例如天鹅座OB2#12。
继续前进，从而超越了复合体，进入银河系区域中已知的更偏远的地区，还有两个更明亮的OB星协：天鹅座OB3和天鹅座OB8，在其中添加了一个难以观测的疏散星团NGC 6819，所有这些都与复合体的视线有些分离；所有这些天体的距离都约为7,700光年。在相似的距离但不同方向的地方，从地球上看，就在天津四的西北方向，最后还有另一个被称为Sh2-115电离氢区。它是被包含4,400个太阳质量的气体和尘埃，直径约为110光年的伯克利90星团的明亮恒星所电离。
结构.
如所见，分子云复合体位于距离地球约5,000光年的地方，是银河系中非常富足的部分；可以区分几个不同的区域，而它们都是同一个复合体的一部分：两个主要的部份是称为天鹅座X的巨大延伸，和称为Sh2-109的店厘氢区域。前者包含最大的结构，渗透到该区域发现的大型OB星协中，而后者是一个致密的星云系统，其中恒星活跃的形成。天鹅座X区域被裂缝的黑暗复合体严重遮挡，它与我们的视线重叠，几乎完全掩盖了巨大的电离氢区域和各种非常明亮的年轻恒星的星场。
总共确定了多达 159 种不同的云团，其中密度、大小和质量等各种特征是已知的；此外，还有7个大型电离氢区、3 个超新星残骸、45颗金牛T星、18 个分子喷流和多达215个红外辐射源，与可能与分子云有关的年轻恒星和原恒星组合。
IC 1318.
最密集和最容易观察到的结构之一是IC 1318（天津一区域）；在照片中，它或多或少地围绕著天津一，又或多或少地彼此分离，以至于它们被归类为单独的星云：事实上，它们的编号由西向东，从IC 1318a到IC 1318e。使星云变亮的并不是天津一，因为它与分子云复合体无关： 虽然它是一颗非常遥远的恒星，距离地球约1,500 光年，但与云雾状磁场相比，它只是前景星。
最强烈的直接可观察部分恰恰是LDN 889暗带附近可见的IC 1318截面；另一方面，最西边的部分看起来是更稀薄和细丝状，这表明这部分是由一次或多次 超新星爆炸形成的。
Sh2-109.
Sh2-109是一个庞大而复杂的系统：电离氢区、暗星云、明亮的气柱和年轻恒星的星协。它所在的天空区域在天津一以南几度处可见，就在疏散星团NGC 6871以北；它的视范围高达17°，在5,000光年的距离上，这相当于4,600光年的实际直径。
天鹅座X.
长期以来，天鹅座X一直被认为是位于银河平面 上结构最复杂的区域之一；它是一个巨大的星云状物体，包括在其次要星云结构和大量的OB星协中。最初被认为是单一的、突出的无线电波源，被赋予首字母缩略词 X，以与银河系外源天鹅座A区别。随著对各种波长观测技术的发展，发现了数百个射电源，在1980年代就高达800个；这些研究还表明，复合体的中心区域也是最强烈的遮蔽区域。
尽管学者们长期以来一直对在天鹅座X区域发现的大尺度星系结构达成一些共识，但要确定恒星形成区域的运动距离仍然存在一些困难，因为各种径向速度之间的差异与星系云的色散一致。英仙臂可以通过绘制各个电离氢区和本质上较亮恒星的分布来追踪；根据这些研究，天鹅座X恒星复合体位于我们的猎户臂和英仙臂连接之处。然而，依据其它的研究，这段旋臂是天鹅臂。
根据对CO的研究，在天鹅座X复合体中发现了大约70个年轻恒星天体，距离可达2,000秒差距，相当于约6,500光年，发现这些天体中的大多数都位于猎户臂的极限范围内。
电离氢区和恒星形成现象.
天鹅座复合体似乎与大量结构有关，在这些结构中，恒星形成现象非常剧烈，星际介质的动力学也非常剧烈。该复合物可见的天空区域已经在各种波长下研究过，从X射线到中红外线，以确定其结构：因此，已经发现了几个超新星残骸，以及相当数量的电厘氢区或多或少彼此相邻，都包含在所谓的天鹅座超级气泡中。构成天鹅座X复合体的各个单独的电离氢区对于重建这个星系区域的三维结构和研究正在进行的新恒星形成现象非常重要；此外，它们是一个很好的例子，展示了大质量恒星的聚集体与周围的星际介质之间的各种相互作用如何产生各种各样的形状和结构，而这些聚集体中的许多都在物理上连接在一个非常大的复合体中，这一事实有助于他们的研究。
基于多波长观测以比较浸入星云中的恒星元素的方法，可以相当精确地绘制天鹅座中几个可观测的 电离氢区的位置和距离；一项这样的研究发现，许多属于天鹅座X复合体的恒星形成区似乎与疏散星团或非常年轻的恒星团有关。这验证了1960年代和1970年代进行的其它研究的结果，在这些研究中，由于星云团中稀疏地存在潜在的令人兴奋的恒星，假设该复合体处于其演化的早期阶段，并且当前形成的恒星在很大程度上仍然被它们正在形成的云球 笼罩著。
质量小于100个太阳质量的复合体的电离氢区往往会形成比其它云大四倍的大质量恒星；造成这种情况的原因要么是云边缘的电离气体施加的高压力，要么是电离氢区本身存在辐射的光解作用，而这往往会瓦解分子云。另一方面，质量更大的星云复合体往往处于维里均衡或坍缩状态。
DR 21.
 在发现的个别星云复合体中，有一些特别明亮的星云复合体；最著名和研究最多的是出色的DR 21。这个复合体，也被称为 W75，包含银河系中质量最大的恒星形成区域之一；它与一个年轻的恒星团有关，它的距离一直存在争议：直到1980年代，DR 21的距离被认为约为10,000 光年，然而最近的测量将这个值降低到只有5,000光年，因此位于天鹅座复合体的中心。
DR 21可能是由两个相互作用的巨分子云形成。密度更大、质量更大的区域，位于中心位置，可能源于广义坍缩现象；炙热的恒星在这个区域形成，进而照亮了周围的气体，将分子云变成了今天可以观察到的致密的电离氢区。DR 21是一个非常年轻的结构，来自周围物体的湍流和压力尚未改变结构，因而导致收缩减慢。
在CO的发射线处，检测到双极喷流，很可能是由其中的各种年轻恒星天体引起的；这些喷流是迄今为止银河系中已知的最强和规模最大（M = &gt;3,000 M☉） 的喷流之一，拥有足够的能量来抵消云本身的坍缩，并可能在与其最终消散相关的现象中发挥关键作用。在分子云的外部，观察到大的细丝结构，显然是由喷流喷出的物质形成的。它们似乎正在与星团所在的大型气泡相互作用。
其它结构.
其它次要结构包括ECX6-27区域，它似乎向明亮的天鹅座OB2组合的核心方向投射；但是，负值的径向速度将排除两个对象之间的真实物理连接。这个电离氢区似乎与一个巨大的低温的中性氢区相连，相较之下，它显示出相同的径向速度；它的距离超过8,000光年，是该复合体中最遥远的云状增厚物之一。相反的，ECX6-20由一个非常紧凑的恒星团主导，并与另外两个仅在红外线中可见的物体相连；对其径向速度的测量使其位于复合体的中间，在我们的旋臂边缘。 近红外和无线电波观测显示，呈弧状结构，从致密星团开始向东延伸，而在相比之下，第二个更暗淡的弧线向西移动；通过分析星团相对于两条弧线的位置，可以得出一个假设，即气泡也许是古代超新星的残骸，其膨胀导致了恒星形成事件，从而产生了致密的恒星团。
距离测量.
到天鹅座复合体的距离早在1960年代就被粗略计算出来， 利用最亮的电离氢 区的Hα和无线电发射之间的比较，并假设该区域的主要气体激发是明亮的天鹅座OB2星协。根据这些测量结果，确定了大约1,500秒差距（约5,500光年）的距离值。随后的测量在很大程度上证实了之前的这些量测。
计算复合体距离的困难是由于几个原因：首先，如前所示，该区域被大量的尘埃严重遮挡，挡住了我们的视线；因此，通过找到其激发星星的距离来计算分子云的距离的过程不可能成功，因为这些星星并不总是已知的。第二个困难严格来说是银河系的：银河系在这个银河系经度上的旋转极大地改变了径向速度测量值，这比理论模型中预测的要大，因为银河系旋转引起的速度变化随著速度的增加而变化非常缓慢；因此，将星云中观察到的径向速度与银河系旋转速度进行比较的方法也不适用。
OB星协.
OB星协是一种年轻的恒星集团，包含10到100颗光谱类别O和B的大质量恒星，即蓝色和非常热的恒星；它们一起形成巨大的分子云，一旦恒星形成，其残留气体就会被强大的恒星风吹走。在几百万年内，该星协中大多数较亮的恒星以超新星的形式爆炸，而质量较小的恒星存活的时间要长得多。据信，银河系中的大多数恒星最初都属于OB星协。矛盾的是，其它星系的 OB星协比银河系更容易知道，因为暗星云的存在掩盖了其中的大部分天体.
天鹅座OB1.
天鹅座OB1是年轻、炽热恒星的扩展组合；它似乎与一个形成超级气泡的气体系统有关，可以通过 IRAS 等仪器在远红外线中观察到；根据在这个波长下进行的一些研究，这种结构非常年轻，只有一百万年的历史，并且可能是通过多个气泡的叠加形成的。它的形态不是球形的，可能是该区域大质量恒星空间分布的结果。对这个气泡的研究还可以揭示，这个星团中的恒星不会在一个单一的恒星形成过程中形成；事实上，天鹅座OB1中目前质量最大的恒星会比其它成员形成得晚，因为它们仍处于沃夫-瑞叶星阶段；此外，超级气泡的大小表明，它可能起源于质量在45到80个太阳质量之间的恒星，产生的三个或最多五个超新星的爆炸。
天鹅座OB2.
天鹅座OB2是我们银河系中最明亮、最集中的OB星协之一；它由大量蓝超巨星组成，其中一些也是已知最具有本质亮度的恒星之一。它的成员非常年轻，并且表现出适度缓慢的转速。
天鹅座OB2恒星的光谱及其温度已在多项研究中进行了分析，还发现其中许多恒星会受到其强列恒星风引起大量的质量损失。除了一颗恒星之外，氢和氦在所有恒星中的百分比都相似，天鹅座OB2-7， 其中氦的含量高于其它物质。与星协中心稍远的天鹅座OB2-12是银河系中已知最亮恒星之一的超巨星，它的绝对星等大约是-12等，如果不是消光，从地球上看这颗恒星的视星等应为1.5等，与天津四的视星等非常接近。但由于尘埃的作用，视星等下降到11.4等，因此不仅肉眼看不见，小望远镜也看不见。
一些学者考虑到该星协的质量、密度和大小，推测天鹅座OB2是球状星团 形成的一个例子：在大麦哲伦星云和其它星系的恒星形成区域中都观察到了类似的天体；也有人指出，这将是银河系中已知的这类天体中的第一个。
天鹅座OB9.
天鹅座OB9是一个相对不集中的星协，从我们的视线中观察到它离前一个不远；在这次和前一次中，已经发现了大约100颗光谱型O的恒星，因此非常热。这样的情景意味著，在天文学的短时间内（几百万年内），这个星协可能会成为无数颗超新星爆炸的地点，假设大质量O型恒星的平均寿命约170万年，则预计超新星出现的频率约为每70,000年左右出现一颗 The distance has been estimated at 1700 parsecs (5500 light-years), comparable with the other two associations.。
无线电波和X射线观测.
和波江座的波江气泡。
至于天鹅座的区域，只有两种已知的星系内天文现象可以如此增强分子结构： 超新星爆炸和强恒星风的作用。它可以排除该结构可能被一次大型超新星爆炸增强（这可以解释结构的形状，但不能解释发射的威力）；一些科学家认为，增强复合体的能量来自强恒星风与该地区密集的星际介质相互作用。可能是由一系列连续的超新星爆炸产生的；事实上，研究表明，在300到1000万年的一段时间内分布的30到100颗超新星的爆炸，可能贡献了足够的能量来将该区域增强到观测倒的水准。然而，这些爆炸的祖恒星必须比目前形成天鹅座OB2星协的那些更古老，天鹅座OB2星协是该地区质量最大的星协。
天鹅座X-1.
天鹅座X-1是我们银河系中最著名和研究最多的X射线源之一；做为天鹅座分子云复合体的周边部分，它位于太阳所在的同一旋臂上，靠近它与人马臂相交的点。它很可能是一个恒星黑洞，质量约为太阳的8.7倍，并且已被证明是一个非常紧凑的天体，无法与普通恒星或其他奇异天体（如中子星）进行比较。如果它是一个黑洞，事件视界的半径可能约为26公里。
天鹅座X-1属于一个巨大的X射线联星系统；这个系统距离我们大约6,000光年，包括一个蓝色的超巨星变星，编号为HDE 226868，其轨道约为0.2 AU。来自这颗恒星的强烈恒星风将大量物质转移到围绕其伴星，X射线源的吸积盘上。内盘中的物质加热到几百万K，从而发射出可观测的X射线辐射；此外，一对喷流从盘的两极冒出，将物质投射到周围的空间中。
从太阳上看，该系统位于天鹅座OB3星协结合中的天鹅座分子云复合体的后面；它的年龄约为500万年，由质量高达40个太阳质量的祖恒星形成。大部分原始质量以恒星风的形式抛射，并在随后的超新星阶段被喷射出去，黑洞可能就是起源于超新星阶段。