**게 성운**은 황소자리 방향에 있는 초신성 잔해이자 펄사풍 성운이다. 게성운의 이름은 윌리엄 파슨스가 1842년 36인치 망원경으로 관측한 후, 게 모양으로 기록해 둔 것에서 유래되었다. 1731년, 존 베비스(John Bevis)가 발견했다. 1054년 출현하여 아랍 제국, 중국, 일본 등에 기록된 초신성 1054이 폭발하여 형성된 천체이다.

실시등급이 8.4로 맨눈으로 볼 수 없으나 쌍안경을 사용한 맑은 조건에서 관측할 수 있다. 게성운은 우리은하의 페가수스 팔에 위치해 있으며, 지구로부터 2kpc만큼 떨어져 있다.

게 성운은 하늘에서 가장 강한, 지속적인 에너지 방출원으로 그 크기는 10 eV를 웃돌며, 그 중, X선 및 감마선의 에너지는 30 keV를 웃돈다.
지구에서 약 6,500 광년 떨어져 있으며, 성운의 지름은 11 광년이다. 현재도 초속 1,500 km의 속력으로 중심에서 바깥쪽으로 퍼지고 있다. 우리 은하의 페르세우스자리 팔의 한 부분이기도 하다. 성운의 크기는 3.4pc(11광년)정도이다.

성운 중심에는 지름 28~30 km

엄폐가 일어날 때는 방출되는 전자기파와 성운을 가리는 천체를 이용하여 연구하기도 한다. 1950년대와 60년대, 게 성운에서 방출된 전파가 태양의 코로나를 뚫고 나오는 것이 관측되었으며, 2003년에는 X선이 토성의 위성, 타이탄의 대기에 차단되는 것이 확인되었다.

초신성 1054의 잔해는 게 성운으로 알려졌으며, 1758년, 메시에 천체 목록에 첫 번째로 올랐기 때문에, 메시에 1 또는 M1이라고 부르기도 한다.

## 기원
게 성운이 형성된 시기는 1054년에 출현한 초신성 1054과 일치한다. 1731년, 영국의 아마추어 천문학자, 존 베비스가 처음으로 발견했고, 1758년, 샤를 메시에가 다시 발견했다. 그는 게 성운을 밝은 혜성으로 여겼으나, 움직이지 않는 것을 알게 되었고, 혜성과 착각하지 않도록 하기 위해 새로운 목록(Messier Catalog)을 만들어 이 성운의 이름을 M1이라 하였다. 1848년, 윌리엄 파슨스(또는 로스 백작 3세)는 성운을 관측하고 형태가 게와 닮았다고 해서 게 성운이라고 이름 붙였다.

20세기 초, 당시의 사진 기술로는 게 성운이 퍼진다는 것을 밝혀내는 데 수 년의 시간이 걸렸다. 그리고 퍼진 자취를 거슬러 보면, 지금으로부터 약 900년 전에는 거대한 가스 구름이 한점에서 시작되었다는 것을 알 수 있다. 중국의 문헌에는 1054년에 새로운 별이 발견되었는데, 낮에도 볼 수 있을만큼 밝았다고 한다.

역사적인 기록으로는 초신성이 폭발한 후, 4월이나 5월 초에 출현했고, 7월에는 겉보기 등급이 -7~-4.5 등급까지 이르렀다고 한다. 초신성은 최초로 발견된 후로부터 2년 동안 맨눈으로도 볼 수 있었다.

## 물리적 특성
가시광선으로 보면 대략 계란형의 필라멘트 덩어리로 보이며, 길이 6&nbsp;분, 폭 4&nbsp;분으로 중앙의 푸른 영역을 둘러싸고 있다. 3차원적으로는 회전타원체이다. 필라멘트는 원시 별의 대기의 잔해로, 주로 이온화된 수소 및 헬륨으로 이루어져 있다. 필라멘트의 온도는 11,000~18,000&nbsp;K이고, 밀도는 cm

1953년, 소련의 천체물리학자, 이오시프 시크로브스키(Iosif Shklovsky)는 중앙의 푸른 영역은 싱크로트론 복사가 일어나는 곳이라고 주장했다.

### 거리
지구와의 정확한 거리는 측정한 방법에 따라서 일치하지 않았기 때문에 불분명했다. 2008년, 지구에서 약 6,500 광년 (약 2k 파섹) 떨어져 있는 것으로 총의가 모아졌다. 게 성운은 현재 초속 1,500&nbsp;km의 속력으로 내부에서 바깥쪽으로 퍼지고 있다.

초신성이 폭발한 이후로 외부로 퍼져나가는 속도가 점차 빨라졌는데,

### 질량
성운의 필라멘트에 있는 물질은 대부분 헬륨으로,

### 헬륨이 풍부한 원환면
게 성운에서 물질이 많은 곳 중 한 곳은 펄사 영역을 동서로 가로지르는 원환면으로, 헬륨이 풍부하다. 보이는 물질이 25%로 구성되어있으며, 그 중 95%가 헬륨이다. 아직까지는 원환면의 구조에 대해서는 납득할 만한 설명이 없다.

## 중심부의 별
게 성운 중심에는 희미한 두 개의 별이 있다. 그 중 하나가 게 성운을 유지시키는 별로, 1942년에 루돌프 민코프스키(Rudolf Minkowski)가 발견했다.

펄사는 강한 전자기파를 방출하는 별로, 짧은 시간 간격이지만, 매우 규칙적으로 파동을 방출한다. 당시, 이것을 관측한 연구 팀은 외계 문명에서 오는 신호라고 생각했다.

게 성운 펄사는 지름은 약 30&nbsp;km,

펄사가 에너지를 방출하면 주위는 역동적으로 변한다. 대부분의 천체의 밝기는 오랜 시간동안 천천히 변하지만, 게 성운의 안쪽 부분은 며칠 간격을 두고 변한다.

## 원형 별
초신성으로 폭발한 별은 "원형(原形) 별"(progenitor star)라고 불린다. 초신성이 될 수 있는 별은 두 종류로, 백색 왜성과 질량이 큰 별이다. Ia형 초신성의 경우, 대기가 백색 왜성 안쪽으로 붕괴되어 찬드라세카르 한계까지 질량이 증가하기 때문에 폭발하게 된다. Ib, Ic형 초신성과 II형 초신성의 경우에는 원형 별의 핵융합 반응이 종료되어 중심핵이 붕괴된다. 게 성운 펄사가 있다는 것은, Ia형 초신성은 펄사를 만들 수 없으므로, 원형 별은 반드시 중심핵이 붕괴되어 형성된 초신성일 수 밖에 없다는 것을 의미한다.

이론 상으로, 게 성운이 형성되기 위한 초신성의 질량은 10 ~ 12&nbsp;M

게 성운을 연구하는데 있어서 골칫거리는 성운과 펄사를 합친 질량이 원형 별의 예상 질량보다 훨씬 작은데. 그 "빠진 질량"(missing mass)에 대한 답이 없다는 것이다.정도로 추정된다.

"빠진 질량"을 설명할 수 있는 가장 명확한 이론으로는, 강한 항성풍을 내는 별을 울프-레이에별이라고 하는데, 여기서 초신성 폭발이 일어나기 전에 원래 별의 질량의 대부분이 사라졌을 것이라는 이론이 있다. 그러나 이 이론은, 성운 주위에 껍질이 있어야 하지만 아직 발견되지 않았다는 맹점이 있다.

## 태양계 천체의 일면 통과
게 성운은 황도에서 대략 1.5 ° 떨어져 있기 때문에, 달이나 행성 간의 일면 통과나 엄폐가 일어날 수 있다. 태양의 경우, 직접적으로 통과하지는 않고, 코로나만 앞을 지난다. 이런 현상이 일어날 때면 복사량이 달라지기 때문에 성운과 가리는 천체 모두 분석할 수 있게 된다.

달의 통과 현상으로 성운에서 방출되는 X선의 분포 지도를 만들 수 있게 되었다. X선 관측 위성이 발사되기 이전에는 낮은 분해능으로 관측할 수 밖에 없었는데, 달이 성운 앞을 지날 때의 위치가 매우 정확하게 측정되었기 때문에, 성운의 밝기 변화를 토대로 만들 수 있게 되었다.

매년 6월에는 태양의 코로나가 가린다. 이 때, 게 성운에서 발생한 전파의 변화를 이용하여 코로나의 밀도와 구조를 자세히 추론할 수 있다. 관측 초기에는, 이전까지 알려진 것보다 훨씬 더 멀리 코로나가 퍼져있다는 사실이 밝혀졌고, 이후의 관측으로 코로나는 고르게 분포하지 않는 것으로 밝혀졌다.

아주 드물게 토성이 게 성운을 지나는 경우도 있다. 이 현상은 2003년에 일어났는데, 당시에는 토성의 위성 중 하나인 타이탄이 게 성운을 가렸다. 이 때, 타이탄의 대기에서 X선이 차단되었기 때문에, 타이탄의 표면보다 넓은 X선 '그늘'이 발견되었다. 이 관측으로 타이탄 대기의 두께는 880&nbsp;km 라는 것이 밝혀졌다.