约公元1054年07月04日 ~ 约公元1054年04月

据中国《宋史·天文志》等权威史料记载，北宋至和元年（1054年）五月己丑日（公历7月4日），司天监观测到在金牛座天关星附近出现一颗极其明亮的“客星”。该星在白天仍清晰可见，持续23天后才逐渐变暗，直至约两年后才从夜空消失。这一记录被现代天文学确认为人类历史上对超新星爆发（SN 1054）的最早且最详尽的目击记载。同时，日本、阿拉伯等地的天文记录中也存有相关观测，但中国的记录最为精确。这颗客星的出现，标志着一颗大质量恒星在其演化终点发生了剧烈的核心坍缩爆炸，抛射出大量物质，为后来蟹状星云的形成提供了原始物质基础。

约公元1054年08月 ~ 约公元1056年04月

在超新星爆发后的数月到两年内，其亮度逐渐衰减。据《宋会要》等文献记载，至和元年七月（1054年8月），该客星仍“晨出东方”，但亮度已开始下降。至嘉祐元年（1056年）三月，司天监报告客星“没不见”，标志着可见光波段上的超新星遗迹不再以点光源形式被肉眼观测到。这一过程符合II型超新星典型的光变曲线特征：初期因放射性衰变（如镍-56衰变为钴-56）维持高亮度，随后因抛射物膨胀冷却而迅速变暗。学界常见观点认为，这次爆发产生的致密星体（中子星或脉冲星）以及向外高速膨胀的星云物质，在随后近千年中演化成了现今观测到的蟹状星云。

公元1731年 ~ 公元1731年

据天文学史资料显示，英国业余天文学家约翰·贝维斯（John Bevis）在使用望远镜观测星空时，首次在金牛座ζ星附近发现了一个模糊的云雾状天体。他将其记录为“一团明亮的星云”，但并未进行深入描述或定位。贝维斯是当时著名的彗星观测者，他可能是在搜寻彗星时偶然注意到这个目标。由于缺乏后续研究，这一发现并未引起当时天文学界的广泛关注，仅在贝维斯的手稿和星图中留下记录。然而，这一观测被认为是现代天文学意义上对蟹状星云的最早发现，比后来查尔斯·梅西耶的独立发现早了约27年。有观点认为，贝维斯当时使用的望远镜口径较小，可能无法分辨星云的精细结构，因此只能记录其整体模糊外观。

公元1758年08月28日 ~ 公元1758年08月28日

法国天文学家查尔斯·梅西耶（Charles Messier）在观测一颗明亮的彗星（哈雷彗星）时，在金牛座天区发现了一个与彗星外观相似的模糊天体。梅西耶最初误以为这是一颗新彗星，但经过持续观测发现其位置固定不动，确认其非彗星。为了避免其他彗星搜寻者犯同样错误，他决定编制一份“星云和星团表”，这个天体被列为第一号，即M1。梅西耶的发现与编录工作具有重要的天文学史意义：他不仅独立重新发现了蟹状星云，还开创了系统性的深空天体目录编制方法。据资料显示，梅西耶当时使用的是一台焦距约8英尺的折射望远镜，其观测精度足以区分星云与彗星的不同，但还无法揭示星云内部的纤维结构。

公元1844年 ~ 公元1844年

英国天文学家威廉·帕森斯（William Parsons，第三代罗斯伯爵）在爱尔兰比尔城堡使用他建造的巨型反射望远镜（口径1.8米，昵称“列维坦”）对M1进行精细观测。他首次描绘出这个星云具有多条弯曲的、向外延伸的纤维状结构，形状类似螃蟹的腿，因此将其命名为“蟹状星云”（Crab Nebula）。帕森斯的观测揭示了星云内部复杂的丝状结构，这些丝状物实际上是超新星抛射物与星际介质相互作用形成的激波前沿。据资料显示，罗斯伯爵的望远镜在当时是世界上最大的，其分辨率足以分辨出星云内约10角秒的细节。这一命名后来被国际天文学界广泛接受，成为该天体的标准俗名。帕森斯的素描图至今仍是研究蟹状星云早期形态的重要历史资料。

公元1921年 ~ 公元1921年

美国天文学家约翰·邓肯（John C. Duncan）通过对比威尔逊山天文台拍摄的蟹状星云照片（1909年和1921年），发现该星云正在以可见的速度向外膨胀。他测量了星云边缘在不同年份的位置变化，计算出其膨胀速度约为每年0.2角秒。邓肯据此推断，如果这一膨胀速度是恒定的，那么星云物质最初聚集于一点的时间大约在900年前，这与公元1054年超新星爆发的时间高度吻合。这一发现首次将蟹状星云与SN 1054超新星爆发事件直接联系起来，为恒星演化理论提供了关键证据。据资料显示，邓肯的测量精度受到当时摄影技术的限制，但后续研究证实了他的基本结论。这一成果也标志着天体物理学中“时域天文学”方法的早期应用。

公元1942年 ~ 公元1942年

荷兰天文学家扬·奥尔特（Jan Oort）基于蟹状星云的膨胀速度和角大小，反推出其初始爆发时间约为公元1054年。他进一步查阅了欧洲和东亚的中世纪天文记录，最终在中国《宋史》中找到了与计算吻合的“客星”记载，从而确证了蟹状星云就是公元1054年超新星爆发的遗迹。奥尔特的这项工作是天文学史上“考古天文学”与“现代天体物理学”结合的典范。他不仅验证了邓肯的膨胀测距法，还首次将古代天文记录用于现代天体物理问题的定量研究。据资料显示，奥尔特在研究中还发现，星云膨胀速度并非完全均匀，可能存在轻微的加速度，这为后来研究脉冲星能量注入机制埋下了伏笔。

公元1968年11月 ~ 公元1968年11月

美国天文学家在波多黎各阿雷西博天文台利用305米射电望远镜，在蟹状星云中心探测到一颗脉冲星（编号PSR B0531+21）。该脉冲星的自转周期约为33毫秒（每秒约30次），是当时已知自转最快的脉冲星之一。这一发现证实了超新星爆发会留下致密中子星的预言，并表明蟹状星云的能量来源正是这颗快速旋转的中子星。脉冲星的自转周期极其稳定，其减速速率也精确可测，为研究物质在极端密度和磁场下的行为提供了天然实验室。据资料显示，这颗脉冲星是首个被确认与超新星遗迹相关联的脉冲星，也是少数几颗在可见光波段也能观测到的脉冲星之一。它的发现极大地推动了中子星物理和广义相对论的研究。

公元1970年 ~ 公元1970年

美国天文学家利用火箭搭载的X射线探测器，首次在蟹状星云方向探测到强烈的X射线辐射。这些观测表明蟹状星云不仅是射电和光学源，还是一个极其明亮的X射线源。X射线辐射主要来自中心脉冲星的高能粒子流与星云磁场相互作用产生的同步辐射过程。据资料显示，蟹状星云的X射线亮度在所有已知超新星遗迹中名列前茅，其X射线辐射区域呈现明显的环状和喷流结构。这些发现揭示了脉冲星周围存在高度相对论性的粒子加速区域。后续的X射线观测（如钱德拉X射线天文台）进一步解析出星云内部复杂的动态结构，包括从脉冲星赤道面发出的环状激波和沿自转轴方向的喷流。

公元1982年 ~ 公元1982年

美国天文学家利用甚大阵（VLA）射电望远镜，对蟹状星云进行了高分辨率射电成像。观测结果显示，星云在射电波段呈现出一个近似椭圆形的主体结构，长轴约6角分，短轴约4角分，并且内部存在大量细丝和环状特征。这些射电结构清晰地显示了脉冲星驱动的“星风”与周围星际介质相互作用的细节。据资料显示，蟹状星云的总射电辐射流量密度约为1000央斯基（Jy），使其成为全天最强的射电源之一。射电观测还揭示出星云外围存在一个更暗弱的晕，可能是早期抛射物与星际介质碰撞形成的。这些数据为建立星云能量注入和演化的数值模型提供了关键约束。