由英国业余天文学家John Bevis在1731年发现。蟹状星云以其是超新星遗迹而闻名于世，它是一颗恒星在超新星爆炸过程中创造出来的一团气体。

这颗超新星于1054年6月4日被中国的天文学家观测到，亮度约为金星的四倍，也就是-6等。根据记载，连续23天都可以在白天看到它，在夜空中被肉眼持续观测了653天。亚历桑那州的Navaho Canyon和White Mesa以及新墨西哥州的Chaco Canyon国家公园的发现表明，这颗超新星也有可能被Anasazi印地安人记录下来；在Chaco Canyon Anazasi艺术在线网站上可以找到有关这项研究的综述。另外，德克萨斯大学的Ralph R. Robbins也发现新墨西哥的Mimbres印地安人也可能描述过这颗超新星。

1054年的这颗超新星现在按照变星规则命名为金牛座CM。它是少数几个位于我们的银河系内的历史上被观测到的超新星之一。

星云状遗迹在1731年被John Bevis发现，并且被标记在他绘制的大布列颠天文图册（Uranographia Britannica）上。1758年8月28日，当时正在寻找首次按预言回归的哈雷彗星的Charles Messier独立地发现了它，最初他认为这是颗彗星。当然，很快他就意识到它完全没有位移，于1758年9月12日将它标记下来。正是这个天体的发现促使Charles Messier开始编纂他的星云表。也正是这个天体的发现，使他产生了用望远镜搜寻彗星的想法，因为这个天体在他的小折射望远镜中跟一颗真正的彗星（1758 De la Nux, C/1758 K1）非常相似（参见他的记录）。1771年6月10日，Messier从一封信中知道了Bevis先前的发现，并且承认了Bevis的最早发现权。

尽管Messier星云表当初是为了防止人们把这些天体与彗星弄混而编的，可直到1835年哈雷彗星第二次按预言回归时，仍然有人把M1错当成了哈雷彗星。

这个星云因为1844年左右Ross爵士绘制的一幅素描而被命名为“蟹状星云”。在最早期的观测中，Messier，Bode和William Herschel正确地描述了这个星云是不能被分解成恒星的，但是William Herschel却认为这是个星团，可以被更大的望远镜分解出来。John Herschel和Ross爵士错误地认为它“刚好可以被分解”成恒星。他们和其他人，包括1850年代的Lassell，显然将其中的纤维结构误认为可以分辨的恒星了。

19世纪末，由Winlock等人进行的早期光谱观测揭示了这个天体的气体本质。M1的第一张照片是1892年用20英寸望远镜拍到的。最早的详细光谱分析是1913到1915年间由Vesto Slipher完成的；他发现光谱中的发射线是分裂的；这在后来被认为是多普勒效应的结果，其中一部分星云正在接近我们（这样谱线就会蓝移）而另一部分则远离我们（谱线红移）。Heber D. Curtis根据Lick天文台的照片，在他的描述中将这个天体暂时归类为行星状星云（Curtis 1918），这种观点到1930年就被否定了；但这种错误的分类方式仍然出现在许多最新的手册中。

1921年，Lowell天文台的C.O. Lampland在比较用42英寸反射望远镜得到的精细照片时发现，星云的各部分都有明显的运动和变化，亮度也在变化，其中星云中心那对恒星附近的几块小区域内的变化更是非常戏剧化（Lampland 1921）。同一年，Wilson山天文台的J.C. Duncan比较了相差11.5年拍摄的照片，发现蟹状星云以每年平均0.2"的速度膨胀，追溯这一运动可以发现这个膨胀始于大约900年前（Duncan 1921）。同样在这一年，Knut Lundmark发现这个星云与1054年超新星有关（Lundmark 1921）。

1942年，根据Wilson山天文台的100英寸Hooker望远镜的观测，Walter Baade计算出精确的膨胀年龄为760年，这意味着星云是在1180年左右开始膨胀的（Baade 1942）；后来的观测将这一时间修正为1140年。实际超新星爆炸是发生在1054年，这表明星云的膨胀必须是加速的。

星云由超新星炸出的物质组成，现在已经扩散到直径大约10光年的范围内，并且仍以高达1,800千米/秒的超高速向外膨胀。它的发射线谱由两个主要部分组成，这最早是由Roscoe Frank Sanford在1919年通过分光观测发现的，参见（Sanford 1919），1930年的由Walter Baade和Rudolph Minkowski所做的照相观测也证实了这一点。首先是发射线谱（包括氢发射线），来自星云中偏红色的、构成杂乱无章的网络状结构的亮纤维部分，这与弥漫气体星云（或是行星状星云）相似。另一部分是连续谱，来自星云中偏蓝色的背景部分，是由高度偏振的“同步加速辐射”产生的。同步加速辐射是由强磁场中的高能（快速运动）电子发射出来的。这一解释最早是由苏联天文学家J. Shklovsky (1953)首次提出的，并且被Jan H. Oort and T. Walraven (1956)的观测所支持。同步加速辐射也出现在宇宙中其他的“爆发”过程中，比如不规则星系M82的活动核心和巨椭圆星系M87的奇特喷流。蟹状星云在可见光波段的这种惊人性质可以从英澳天文台（Anglo Australian Observatory）的David Malin用Palomar望远镜拍到的照片和Paul Scowen在Palomar山上拍到的照片中清楚地看出来。

1948年，蟹状星云被认证为一个强射电源，被命名和标记为金牛座A，后来被称为3C 144。星云发出的X射线也在1963年4月被Naval Research Laboratory发射的载有X射线探测器的Aerobee型探空火箭发现；这个X射线源被命名为金牛座X-1。通过1964年7月5日的月掩蟹状星云观测，以及1974年和1975年同样的观测，证明X射线是从一个至少2角分的区域内发射出来，蟹状星云通过X射线发射的能量比它在光学波段的能量高100倍左右。尽管如此，即使在可见光波段，这个星云的光度也是非常巨大的：它的距离为6,300光年（这是由Virginia Trimble (1973)精确测量得到的），这样它的视亮度对应的绝对星等就是-3.2等左右，超过太阳光度的1000倍。它在所有波段的总光度估计是太阳光度的100,000倍，也就是5*10^38尔格/秒！

1968年11月9日，一个脉冲射电源，蟹状星云脉冲星（也被称为NP0532，“NP”是指NRAO（美国国家射电天文台）脉冲星，或者PSR 0531+21），在M1中被发现。发现者是位于波多黎各的Arecibo天文台的天文学家，利用的望远镜是300米的射电望远镜。这颗脉冲星是照片中位于星云中心附近的那对恒星中右侧（西南方）的那颗。这颗脉冲星也是第一颗被发现的光学波段脉冲星，是亚历桑那州Tucson市Steward天文台的W.J. Cocke，M.J. Disney和D.J. Taylor在1969年1月15日当时时间晚上9:30分（根据Simon Mitton的记录，是世界标准时1969年1月16日3:30分）利用Kitt峰上的90厘米（36英寸）望远镜发现的，他们发现它闪烁的周期与射电脉冲星的周期一样，都是33.085毫秒。这颗光学脉冲星有时也以超新星的标记法命名为金牛座CM。

现在认为，这颗脉冲星是快速旋转的中子星：它每秒钟自转大约30圈！这个周期被定得很精确，因为中子星表面的“热斑”几乎在电磁波的所有波段都放出脉冲。中子星是个致密的天体，比原子核的密度还高，把超过一个太阳质量的物质聚集在30千米的范围内。它与星云中磁场的相互作用使得旋转逐渐变慢；这也是使星云发光的主要能源；就像前面提到的，这个能源比我们的太阳要强100,000倍。

在可见光波段，这颗脉冲星的视星等为16等。这颗非常小的星星的绝对星等为+4.6等，与我们的太阳在可见光波段的光度相当！

Jeff Hester和Paul Scowen利用Hubble太空望远镜来研究了蟹状星云M1（可以参考Sky & Telescope杂志1995年1月第40页）。他们利用HST进行的持续研究为研究蟹状星云及其脉冲星的动力学和演化提供了新的证据。最近，HST的天文小组还研究了蟹状星云的核心部分。

这个天体受到了如此之多的关注,以至于将当时的天文学家分成了大致相当的两个部分：一部分人的工作与蟹状星云有关，而另一部分则是无关的。1969年6月在亚历桑那州的Flagstaff召开了一次“蟹状星云研讨会”（会议结果可参看PASP 1970年5月第82卷——Burnham）。1970年8月在Jodrell Bank天文台举行的IAU（国际天文学会）第46次研讨会也是专注于这一天体的。Simon Mitton在1978年写了一本很好的关于蟹状星云M1的小册子，至今仍然是最通俗易懂和资料最丰富的（这也是这里的许多资料的来源）。

蟹状星云可以相当容易地通过金牛座Zeta星（或者金牛座123星）找到。这颗星是公牛的“南侧尖角”，是颗3等恒星，可以容易地在毕宿五（金牛座Alpha星）的东偏东北方向找到。M1就在Zeta星偏北1度，偏西1度的地方，就在另一颗六等恒星Struve 742的偏南一点，偏西半度的位置。

这个星云可以容易地在晴朗黑暗的天空中看到，同样也很容易被非理想条件下的天光背景所掩盖。M1在7x50或10x50的双筒镜中可以刚好被看到，呈现为一个暗斑。更大一点的倍率可以看到它是个卵形星云状光斑，周围被雾气所环绕。在一架至少4英寸口径的望远镜中，一些细节会显现出来，星云的内侧可以看到一些微弱的色斑和条纹结构；John Mallas报告说，在最好的条件下，有经验的观测者可以看到它们遍布星云的内侧。爱好者们可以证实Messier的印象，M1在小仪器中看起来确实像一颗没有彗尾的暗彗星。只有在最佳条件下，用更大的望远镜，至少16英寸口径以上，纤维状和精细结构才能被看到。

由于蟹状星云离黄道只有1度半的距离，所以经常会发生与行星会合的现象，偶然会被行星遮掩，也会发生被月亮掩食的现象（前面提到过几次）。

M1刚好位到银河中。金牛座Zeta星是颗奇特的仙后座Gamma型变星，是颗快速自转的、光谱型为B4 III的恒星，向外喷出一层膨胀的气体壳层，它还有一颗暗弱的分光伴星，公转周期约133天。在赤经上比M1早两分钟（即半度）的地方就是恒星Struve 742，也叫ADS 4200。这是一颗目视双星，两颗伴星A星（7.2等，光谱型F8，黄色）和B星（7.8等，白色）相距3.6”，方位角为272度，相互旋转一圈需要大约3000年。