梅西野1這顆超新星於1054年6月4日被中國的天文學家觀測到，亮度約為金星的四倍，也就是-6等。根據記載，連續23天都可以在白天看到它，在夜空中被肉眼持續觀測了653天。亞歷桑那州的Navaho Canyon和White Mesa以及新墨西哥州的Chaco Canyon國家公園的發現表明，這顆超新星也有可能被Anasazi印地安人記錄下來；在Chaco Canyon Anazasi藝術線上網站上可以找到有關這項研究的綜述。另外，德克薩斯大學的Ralph R. Robbins也發現新墨西哥的Mimbres印地安人也可能描述過這顆超新星。
1054年的這顆超新星現在按照變星規則命名為金牛座CM。它是少數幾個位於我們的銀河系內的歷史上被觀測到的超新星之一。
星雲狀遺蹟在1731年被John Bevis發現，並且被標記在他繪製的大布列顛天文圖冊（Uranographia Britannica）上。1758年8月28日，當時正在尋找首次按預言回歸的哈雷彗星的Charles Messier獨立地發現了它，最初他認為這是顆彗星。當然，很快他就意識到它完全沒有位移，於1758年9月12日將它標記下來。正是這個天體的發現促使Charles Messier開始編纂他的星雲表。也正是這個天體的發現，使他產生了用望遠鏡搜尋彗星的想法，因為這個天體在他的小折射望遠鏡中跟一顆真正的彗星（1758 De la Nux, C/1758 K1）非常相似（參見他的記錄）。1771年6月10日，Messier從一封信中知道了Bevis先前的發現，並且承認了Bevis的最早發現權。
儘管Messier星雲表當初是為了防止人們把這些天體與彗星弄混而編的，可直到1835年哈雷彗星第二次按預言回歸時，仍然有人把M1錯當成了哈雷彗星。
這個星雲因為1844年左右Ross爵士繪製的一幅素描而被命名為“蟹狀星雲”。在最早期的觀測中，Messier，Bode和William Herschel正確地描述了這個星雲是不能被分解成恆星的，但是William Herschel卻認為這是個星團，可以被更大的望遠鏡分解出來。John Herschel和Ross爵士錯誤地認為它“剛好可以被分解”成恆星。他們和其他人，包括1850年代的Lassell，顯然將其中的纖維結構誤認為可以分辨的恆星了。
19世紀末，由Winlock等人進行的早期光譜觀測揭示了這個天體的氣體本質。M1的第一張照片是1892年用20英寸望遠鏡拍到的。最早的詳細光譜分析是1913到1915年間由Vesto Slipher完成的；他發現光譜中的發射線是分裂的；這在後來被認為是都卜勒效應的結果，其中一部分星雲正在接近我們（這樣譜線就會藍移）而另一部分則遠離我們（譜線紅移）。Heber D. Curtis根據Lick天文台的照片，在他的描述中將這個天體暫時歸類為行星狀星雲（Curtis 1918），這種觀點到1930年就被否定了；但這種錯誤的分類方式仍然出現在許多最新的手冊中。
1921年，Lowell天文台的C.O. Lampland在比較用42英寸反射望遠鏡得到的精細照片時發現，星雲的各部分都有明顯的運動和變化，亮度也在變化，其中星雲中心那對恆星附近的幾塊小區域內的變化更是非常戲劇化（Lampland 1921）。同一年，Wilson山天文台的J.C. Duncan比較了相差11.5年拍攝的照片，發現蟹狀星雲以每年平均0.2"的速度膨脹，追溯這一運動可以發現這個膨脹始於大約900年前（Duncan 1921）。同樣在這一年，Knut Lundmark發現這個星雲與1054年超新星有關（Lundmark 1921）。
1942年，根據Wilson山天文台的100英寸Hooker望遠鏡的觀測，Walter Baade計算出精確的膨脹年齡為760年，這意味著星雲是在1180年左右開始膨脹的（Baade 1942）；後來的觀測將這一時間修正為1140年。實際超新星爆炸是發生在1054年，這表明星雲的膨脹必須是加速的。
星雲由超新星炸出的物質組成，現在已經擴散到直徑大約10光年的範圍內，並且仍以高達1,800千米/秒的超高速向外膨脹。它的發射線譜由兩個主要部分組成，這最早是由Roscoe Frank Sanford在1919年通過分光觀測發現的，參見（Sanford 1919），1930年的由Walter Baade和Rudolph Minkowski所做的照相觀測也證實了這一點。首先是發射線譜（包括氫發射線），來自星雲中偏紅色的、構成雜亂無章的網路狀結構的亮纖維部分，這與瀰漫氣體星雲（或是行星狀星雲）相似。另一部分是連續譜，來自星雲中偏藍色的背景部分，是由高度偏振的“同步加速輻射”產生的。同步加速輻射是由強磁場中的高能（快速運動）電子發射出來的。這一解釋最早是由蘇聯天文學家J. Shklovsky (1953)首次提出的，並且被Jan H. Oort and T. walraven (1956)的觀測所支持。同步加速輻射也出現在宇宙中其他的“爆發”過程中，比如不規則星系M82的活動核心和巨橢圓星系M87的奇特噴流。蟹狀星雲在可見光波段的這種驚人性質可以從英澳天文台（Anglo Australian Observatory）的David Malin用Palomar望遠鏡拍到的照片和Paul Scowen在Palomar山上拍到的照片中清楚地看出來。
1948年，蟹狀星雲被認證為一個強射電源，被命名和標記為金牛座A，後來被稱為3C 144。星雲發出的X射線也在1963年4月被Naval Research Laboratory發射的載有X射線探測器的Aerobee型探空火箭發現；這個X射線源被命名為金牛座X-1。通過1964年7月5日的月掩蟹狀星雲觀測，以及1974年和1975年同樣的觀測，證明X射線是從一個至少2角分的區域內發射出來，蟹狀星雲通過X射線發射的能量比它在光學波段的能量高100倍左右。儘管如此，即使在可見光波段，這個星雲的光度也是非常巨大的：它的距離為6,300光年（這是由Virginia Trimble (1973)精確測量得到的），這樣它的視亮度對應的絕對星等就是-3.2等左右，超過太陽光度的1000倍。它在所有波段的總光度估計是太陽光度的100,000倍，也就是5*10^38爾格/秒！
脈衝星/中子星-內部結構模型圖 現在認為，這顆脈衝星是快速旋轉的中子星：它每秒鐘自轉大約30圈！這個周期被定得很精確，因為中子星表面的“熱斑”幾乎在電磁波的所有波段都放出脈衝。中子星是個緻密的天體，比原子核的密度還高，把超過一個太陽質量的物質聚集在30千米的範圍內。它與星雲中磁場的相互作用使得旋轉逐漸變慢；這也是使星雲發光的主要能源；就像前面提到的，這個能源比我們的太陽要強100,000倍。
在可見光波段，這顆脈衝星的視星等為16等。這顆非常小的星星的絕對星等為+4.6等，與我們的太陽在可見光波段的光度相當！
Jeff Hester和Paul Scowen利用Hubble太空望遠鏡來研究了蟹狀星雲M1（可以參考Sky & Telescope雜誌1995年1月第40頁）。他們利用HST進行的持續研究為研究蟹狀星雲及其脈衝星的動力學和演化提供了新的證據。最近，HST的天文小組還研究了蟹狀星雲的核心部分。
這個天體受到了如此之多的關注,以至於將當時的天文學家分成了大致相當的兩個部分：一部分人的工作與蟹狀星雲有關，而另一部分則是無關的。1969年6月在亞歷桑那州的flagstaff召開了一次“蟹狀星雲研討會”（會議結果可參看PASP 1970年5月第82卷——Burnham）。1970年8月在Jodrell Bank天文台舉行的IAU（國際天文學會）第46次研討會也是專注於這一天體的。Simon Mitton在1978年寫了一本很好的關於蟹狀星雲M1的小冊子，至今仍然是最通俗易懂和資料最豐富的（這也是這裡的許多資料的來源）。
蟹狀星雲可以相當容易地通過金牛座Zeta星（或者金牛座123星）找到。這顆星是公牛的“南側尖角”，是顆3等恆星，可以容易地在畢宿五（金牛座Alpha星）的東偏東北方向找到。M1就在Zeta星偏北1度，偏西1度的地方，就在另一顆六等恆星Struve 742的偏南一點，偏西半度的位置。
這個星雲可以容易地在晴朗黑暗的天空中看到，同樣也很容易被非理想條件下的天光背景所掩蓋。M1在7x50或10x50的雙筒鏡中可以剛好被看到，呈現為一個暗斑。更大一點的倍率可以看到它是個卵形星雲狀光斑，周圍被霧氣所環繞。在一架至少4英寸口徑的望遠鏡中，一些細節會顯現出來，星雲的內側可以看到一些微弱的色斑和條紋結構；John Mallas報告說，在最好的條件下，有經驗的觀測者可以看到它們遍布星雲的內側。愛好者們可以證實Messier的印象，M1在小儀器中看起來確實像一顆沒有彗尾的暗彗星。只有在最佳條件下，用更大的望遠鏡，至少16英寸口徑以上，纖維狀和精細結構才能被看到。
由於蟹狀星雲離黃道只有1度半的距離，所以經常會發生與行星會合的現象，偶然會被行星遮掩，也會發生被月亮掩食的現象（前面提到過幾次）。
M1剛好位到銀河中。金牛座Zeta星是顆奇特的仙后座Gamma型變星，是顆快速自轉的、光譜型為B4 III的恆星，向外噴出一層膨脹的氣體殼層，它還有一顆暗弱的分光伴星，公轉周期約133天。在赤經上比M1早兩分鐘（即半度）的地方就是恆星Struve 742，也叫ADS 4200。這是一顆目視雙星，兩顆伴星A星（7.2等，光譜型F8，黃色）和B星（7.8等，白色）相距3.6”，方位角為272度，相互旋轉一圈需要大約3000年。
參考文獻：
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