Descoberta el 1731 per l'astrònom britànic amateur John Bevis.
La Nebulosa del Cranc és la més visible i famosa resta de supernova coneguda, un núvol de gas creat per l'explosió d'una estrella com supernova.
La supernova va ser registrada el 4 de Juliol de 1054 DC per astrònoms xinesos, i era quatre vegades més brillant que Venus, o aproximadament d'una magnitud -6. D'acord amb els registres, va ser visible a la llum del dia durant 23 dies, i 653 dies a simple vista al cel nocturn. També va ser probablement registrat pels artistes indis Anasazi (avui dia a Arizona i Nou Mèxic), com indiquen els descobriments en el Canó Navaho i en White Mesa (tots dos a Arizona) així com al Parc Nacional del Cañón Chaco (Nou Mèxic). A més d'això, Ralph R. Robbins de la Universitat de Texas ha trobat art dels indis Mimbres a Nou Mèxic, possiblement descrivint una supernova.
La supernova de 1054 també va tenir assignada la designació d'estrella variable CM Tauri. Aquesta és una de les poques supernoves observades al llarg de la història en la nostra Galàxia de la Via Làctia.
Les restes de la nebulosa van ser descobertes per John Bevis en 1731, qui ho va afegir al seu atles del cel, Uranographia Britannica. Charles Messier la va trobar de forma independent el 28 d'Agost de 1758, quan estava buscant el cometa Halley en el seu primer retorn pronosticat, i en principi va pensar que era el cometa. Per descomptat, aviat va reconèixer que no tenia el moviment propi aparent, i el va catalogar el 12 de setembre de 1758. Va ser el descobriment d'aquest objecte el que va portar a Charles Messier a començar la compilació d'aquest catàleg. També va ser el descobriment d'aquest objecte, el qual tenia una gran semblança amb un estel (1758 De la Nux, C/1758 K1) en el seu petit telescopi refractor, el que li va portar la idea de buscar estels amb telescopis. Messier va reconèixer el descobriment original de Bevis quan va tenir coneixement del mateix en una carta del 10 de Juny de 1771.
Tot i que el catàleg de Messier va ser abans de res compilat per prevenir confusions d'aquests objectes amb cometes, M1 va ser de nou confós amb el cometa Halley amb l'ocasió del segon retorn pronosticat el 1835.
Aquesta nebulosa va ser batejada com "Nebulosa del Cranc" com a motiu d'un dibuix realitzat per Lord Rosse en 1844. Dels primers observadors Messier, Bode i William Herschel van comentar de manera correcta que aquesta nebulosa no era possible resoldre-la en estrelles, però William Herschel va pensar que era un sistema estel·lar el qual podria resoldre amb telescopis grans. John Herschel i Lord Rosse, erròniament, van pensar que era 'difícilment resoluble' en estrelles. Ells i altres, incloent a Lassell en la dècada de 1850, pel que sembla van confondre estructures filamentoses com a indicació de resolubilitat.
Les primeres observacions espectroscòpiques, de Winlock per exemple, van revelar la naturalesa gasosa d'aquest objecte a la fi del segle XIX. La primera fotografia es va obtenir en 1892 amb un telescopi de 50 centímetres. Les primeres investigacions serioses del seu espectre es van dur a terme el 1913-1915 per Vesto Slipher; que va trobar que les línies d'emissió espectral tenien divisions; més tard es va reconèixer que la veritable raó per això era el desplaçament Doppler, a causa que parts de la nebulosa s'estaven acostant a nosaltres (les línies estaven desplaçades al blau) i altres allunyant-se (línies desplaçades al vermell). Heber D. Curtis, a la seva descripció d'aquest objecte basada en les fotografies de l'Observatori Lick, la va classificar de manera dubtosa com una nebulosa planetària (Curtis 1918), una visió que només va ser refutada en 1933; aquesta classificació incorrecta encara pot trobar-se en molts manuals moderns.
En 1921, CO Lampland de l'Observatori Lowell comparant les excel·lents fotografies de la nebulosa obtingudes amb el reflector de 105 centímetres, va trobar moviments i canvis notables, també en brillantor, de components individuals de la nebulosa, incloent canvis dramàtics en algunes petites regions prop del parell central d'estrelles (Lampland 1921). El mateix any, JC Duncan de l'Observatori de la Muntanya Wilson va comparar plaques fotogràfiques preses amb una diferència de 11,5 anys, i va trobar que la Nebulosa del Cranc s'expandia a una mitjana de 0,2 segons per any; el rastreig d'aquest moviment va mostrar que l'expansió va haver de començar fa 900 anys (Duncan 1921). També el mateix any, Knut Lundmark va contrastar la proximitat de la nebulosa amb la supernova de 1054 (Lundmark 1921).
El 1942, basant-se en investigacions realitzades amb el telescopi Hooker de 250 centímetres de la Muntanya Wilson, Walter Baade va calcular una xifra més exacta de 760 anys des de l'expansió, la qual cosa ens dóna una data al voltant de 1180 (Baade 1942); més tard les investigacions van millorar aquest valor a aproximadament 1140. L'esdeveniment de la supernova de 1054 mostra que l'expansió ha hagut de ser accelerada.
La nebulosa consta del material ejectat per l'explosió de la supernova, el qual ha estat dispersat en un volum aproximat de 10 anys llum de diàmetre, i encara continua expandint-se a la considerable velocitat de 1800 km/sec. La llum que emet va ser analitzada 2 vegades mitjançant principals contribucions, la primera per Roscoe Frank Sanford el 1919 basada en investigacions espectroscòpiques (Sanford 1919), confirmades fotogràficament per Walter Baade i Rudolph Minkowski en 1930: Primer, un component vermellós que formava una caòtica xarxa de brillants filaments, el qual tenia un espectre de línies d'emissió (incloent-hi les línies d'hidrogen) similars a les nebuloses de gas difús (o planetàries). el segon és un fons difús blavós el qual té un espectre continu i consisteix en radiació sincrotrónica de alta polarització, que és emès per electrons d'alta energia (moviment ràpid) en un potent camp magnètic, la primera explicació per això la va proposar l'astrònom soviètic J. Shklovsky (1953) i recolzat per les observacions de Jan H. Oort and T. Walraven (1956). La radiació sincrotrónica també està present en altres processos "explosius" en el cosmos, per exemple al nucli actiu de la galàxia irregular M 82 i en el peculiar raig de la galàxia el·líptica gegant M87. Aquestes impactants propietats de la Nebulosa del Cranc a la llum visible són igualment evidents en les imatges post-processades per David Malin de l'Observatori Anglo-Australià, i la imatge de Paul Scowen obtinguda en el Mont Palomar.
El 1948, es va identificar la Nebulosa del Cranc com una poderosa font de radiació, nomenada i llistada com Taurus A i més tard com 3C 144. Els raigs X d'aquest objecte van ser detectats a l'abril de 1963 amb un coet de gran altitud de tipus Aerobee amb un detector de raigs X desenvolupat pel Laboratori d'Investigació Naval; la font de raigs X es va nomenar Taurus X-1. Les mesures durant l'ocultació lunar de la Nebulosa del Cranc el 5 de Juliol de 1964, i les repeticions en 1974 i 1975, van demostrar que els raigs X provenien d'una regió d'almenys 2 minuts d'arc de grandària, i que l'energia emesa en raigs X per la Nebulosa del Cranc era 100 vegades més gran que l'emesa en la llum visible. No obstant això, fins i tot la lluminositat de la nebulosa en la llum visible és enorme: a una distància de 6 300 anys llum (distància bastant ben determinada per Virginia Trimble al 1973), la seva brillantor aparent correspon a una magnitud absoluta de -3,2, o més de 1 000 vegades la lluminositat solar. Aquesta lluminositat global en tots els rangs de l'espectre va ser estimada en 100.000 lluminositats solars o 5*10^38 erg/s!.
El 9 de novembre de 1968, es va descobrir una font de ràdio polsant, el Púlsar del Cranc (també catalogat com NP0532, 'NP' per NRAO Pulsar, o PSR 0531+21), en M 1 pels astrònoms de l'Observatori d'Arecibo amb el radi telescopi de 300 metres de Puerto Rico. Aquesta estrella és la dreta (sud-oest) del parell visible a prop del centre de la nebulosa en la nostra imatge. Aquest púlsar va ser el primer a ser verificat en la part òptica de l'espectre, quan WJ Cocke, MJ Disney i DJ Taylor de l'Observatori Steward, a Tucson, Arizona, van trobar centelleigs amb el mateix període de 33,085 mil·lisegons del púlsar de ràdio gràcies al telescopi de 90 centímetres del Pic Kitt; aquest descobriment es va realitzar el 15 de Gener de 1969 a les 9:30 pm hora local (16 de gener de 1969, 03:30 UT, d'acord amb Simon Mitton). A aquest púlsar òptic a vegades se l'anomena per la designació d'estrella variable de la supernova, CM Tauri.
S'ha establert que aquest púlsar és un estel de neutrons de rotació ràpida: rota a una velocitat de prop de 30 vegades per segon!. Aquest període ha estat molt ben investigat pel fet que l'estrella de neutrons emet polsos en virtualment totes les parts de l'espectre electromagnètic, des d'un 'punt calent' en la seva superfície. L'estrella de neutrons és un objecte extremadament dens, més dens que el nucli d'un àtom, concentrant més de la massa solar en un volum de 30 quilòmetres. La seva rotació està desaccelerant lentament a causa de la interacció magnètica amb la nebulosa; aquesta és ara una principal font d'energia que fa que la nebulosa brilli; com hem dit prèviament, aquesta font d'energia és 100.000 més energètica que el Sol.
A la llum visible, el púlsar té una magnitud aparent de 16. Això vol dir que aquesta diminuta estrella està aproximadament en una magnitud absoluta de +4,5, ¡el que és la mateixa lluminositat que el nostre Sol a la part visible de l'espectre!
Jeff Hester i Paul Scowen han usat el Telescopi Espacial Hubble (HST) per investigar la Nebulosa del Cranc M1. Les seves constants investigacions amb l'HST han proveït d'una nova visió de la dinàmica i canvis de la Nebulosa i Púlsar del Cranc. Més recentment s'ha investigat el cor del Cranc pels astrònoms de l'HST.
Aquest objecte ha atret tant interès que als astrònoms se'ls pot dividir en dos grups de la mateixa mida aproximada: Els que treballen a la Nebulosa el Cranc i els que no. Es va celebrar un "Simposi de la Nebulosa del Cranc" a Flagstaff, Arizona al juny de 1969. El simposi IAU No.46, va tenir lloc a Jodrell Bank (Anglaterra) a l'agost de 1970 va estar exclusivament dedicat a aquest objecte. Simon Mitton va escriure un gran llibre en 1978 sobre la Nebulosa del Cranc M1, el qual encara és més interessant i informatiu (és també font d'alguna de la informació inclosa aquí).
La Nebulosa del Cranc pot trobar-se amb força facilitat a partir de Zeta Tauri (o 123 Tauri), el 'Banya Sud' del Toro, un estel de tercera magnitud la qual pot trobar-se fàcilment a l'Est-Nord-est de Aldebarán (Alfa Tauri). M1 es troba més o menys a 1 grau Nord i 1 grau Oest de Zeta, lleugerament al sud i aproximadament mig grau a l'Oest de l'estrella de magnitud 6, Struve 742.
La nebulosa es pot veure bé sota un cel fosc i seré, però pot ser igualment fàcil perdre-la amb el fons de la il·luminació en condicions menys favorables. M1 és visible com una taca tènue amb uns binocles 7x50 o 10x50. Amb una mica més d'augment, es pot veure com una taca nebulosa ovalada, envoltada per un halo. En telescopis a partir de 10 centímetres d'obertura, comencen a aparèixer alguns detalls de la seva forma, amb alguns indicis d'estructures de punts o ratlles a la zona central de la nebulosa; John Malles informa que sota condicions excel·lents, un observador expert pot veure a través de la porció interior de la nebulosa. Els aficionats poden comprovar la impressió que va tenir Messier que M1 efectivament sembla un feble comenta sense cua en petits instruments. Només sota excel·lents condicions i amb majors telescopis, a partir de 40 centímetres d'obertura, comencen a fer-se visibles els filaments i estructures fines.
Com la Nebulosa del Cranc se situa només a 1 grau i mig de l'eclíptica, hi ha freqüents conjuncions i ocasionals trànsits de planetes, així com ocultacions per part de la Lluna (algunes de les mateixes esmentades més amunt).
M1 se situa en un bonic camp de la Via Làctia. L'estrella Zeta Tauri és tan extraordinària com l'estrella de tipus variable Gamma Cassiopeiae, un estel giratòria força ràpida amb un espectre del tipus B4 III pe la qual ha ejectat una coberta de gas expansiu, i té una feble estrella companya espectroscòpica en una òrbita de aproximadament 133 dies de període. Precedint a M1 dos minuts (o mig grau) RA es troba Struve 742 o ADS 4200, una altra estrella binària amb components A (mag 7,2, espectre F8, de color groc) i B (mag 7,8, blanca ) separades per més o menys 3,6' en la posició d'angle 272 graus, i orbitant cadascuna a l'altra cada 3.000 anys.
