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貓眼星雲（cat's eye nebula, ngc 6543）為一行星狀星雲，位於天竜座。這個星雲特別的地方，在於其結構幾乎是所有有記錄的星雲當中最為復雜的一個。從哈勃太空望遠鏡拍得的圖像顯示，貓眼星雲擁有繩結、噴柱、弧形等各種形狀的結構。
這個星雲於1786年2月15日由威廉·赫歇爾（william herschel）首先發現。至1864年，英國業餘天文學家威廉·赫金斯（william huggins）為貓眼星雲作了光譜分析，也是首次將光譜分析技術用於星雲上。
現代的研究揭開不少有關貓眼星雲的謎團，有人認為星雲結構之所以復雜，是來自其連星係統中主星的噴發物質，但至今尚未有證據指其中心恆星擁有伴星。另外，兩個有關星雲化學物質量度的結果出現重大差異，其原因目前仍不明。 |
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這個星雲是最被廣為研究的星雲之一，它的視星等為+8.1，擁有高表面光度。其赤經及赤緯分別為17h 58.6m及+66°38'，其高赤緯度代表北半球的觀測者可較易看到。不少大型望遠鏡均坐落於北半球地區範圍，由於該星雲處於接近正北黃極點的位置，在良好天氣的情況下，衹要在黃極點附近尋找，應該不難找到。
直徑方面，較亮的內星雲部分直徑約為20角秒，其擴張星雲暈物質直徑約為386角秒（6.4角分）。它的星雲暈物質是原有恆星演化為紅巨星階段時噴出的。
根據觀測結果，星雲主體的密度約為每立方釐米有5,000顆粒子，溫度約為8,000 k1，外層星雲暈的溫度更高，達15,000 k，而密度方面則比內部更低。
星雲中央擁有一顆o型恆星，其溫度約為80,000 k，光度約為太陽的10,000倍，半徑為太陽的0.65倍。據光譜學分析，由於受恆星風的影響，中央恆星的質量正以每秒20兆噸的速度不斷流失，相等於每年3.2×10−7太陽質量，恆星風的風力時速為每秒1,900公裏。根據計算結果，中央恆星的質量與太陽差不多，約為一個太陽質量，演化前的恆星質量估計約為太陽的五倍。 |
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| 該星雲於1786年2月15日由威廉·赫歇爾（william herschel）首先發現，同時是首個以光譜儀進行觀測的行星狀星雲，於1864年由威廉·赫金斯進行，他觀測到星雲氣體極為稀薄。除此以外，人們還以電磁波譜對之進行觀測。 |
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觀測
貓眼星雲釋出的紅外綫給人們進一步觀測，其分析結果證實它存在低溫星際塵埃，人們相信這些塵埃是在恆星演化末期階段形成的，塵埃吸收恆星光綫，並以紅外綫釋出，光譜顯示這些塵埃的溫度約為70 k。
除了低溫塵埃之外，星雲釋出的紅外綫也使人們發現它存在非離子物質，包括氫分子（h2）。一般行星狀星雲也存在非離子物質，但不少均在恆星遠處方能找到。而貓眼星雲則不然，它的非離子物質存在於外暈的內層邊緣，且能發出光綫，這可能是因衝擊波把氫分子刺激，使它們以不同的速度互相撞擊。 |
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人們也對星雲釋出的可見光及紫外綫作觀測，並以光譜分析為數較多的個別波長光綫，這些光綫讓人知道貓眼星雲的復雜結構。
本文所用的彩色哈勃望遠鏡圖像均配上假色，色彩分佈按區域的離子數量多少來區別，濾波器波長為單離子氫的656.3 nm、單離子氮的658.4 nm及雙離子氧的500.7 nm。雖然星雲的真正色彩為紅及錄色，但圖像配上紅藍緑三色去區別，當中星雲邊緑兩端均為離子較少的物質。 |
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人們近年也開始以量度星雲釋出的x射綫波長去觀測，據昌德拉x射綫望遠鏡（chandra x-ray observatory）的觀測結果，貓眼星雲存在溫度極高的氣體，本文頂部的圖片便是結合了哈勃望遠鏡的可見光圖像及昌德拉望遠鏡的x射綫圖像。人們認為這些熾熱氣體是透過星雲釋出物質受到恆星風的激烈吹襲，同時也使星雲內層泡沫狀物質的一部分給恆星風挖走。
此外，昌德拉望遠鏡也在星雲中心恆星的位置，找到一個x射綫的源頭點。由於人們預期這顆恆星不會釋出強大的x射綫，因此難以解釋這個放出x射綫的源頭點，其中一個說法是連星係統存在的高溫恆星物質吸積盤，因而産生x射綫。 |
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要準確量度行星狀星雲與地球距離是天文學之中存在多時的難題之一，人們通常是以假設去估計，其結果可以很不準確。
近代的哈勃望遠鏡使人們能以新方法去測定距離，由於任何行星狀星雲的大小均正在膨張，因此在相距多年的時間，以高角距解像度的望遠鏡，可透過角距的改變看到星雲的增大。事實上，星雲的膨脹速度並不明顯，每年僅增長數角秒或以下，透過光譜觀測及多普勒效應，可計算星雲的膨脹速度及其與地球的距離。
據哈勃望遠鏡多年來的觀測結果，貓眼星雲以每年10角毫秒的速度膨脹，在速度上則為每秒16.4公裏，把這些結果以正弦計算，可得出貓眼星雲距離地球大約1,000秒差（3×1019 m）。 |
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| 角距膨脹除了可計算距離外，也可推斷星雲的年齡。假設星雲膨脹速率不變，現時的角距為20角秒，每年增長速度為10角毫秒，將之相除可得到該星雲大約於1,000年前出現。由於星雲釋出物質的速度會因遇到上代恆星殘餘物質或星際物質而減慢，因此上述估計數字或會是星雲的年齡上限。 |
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與不少天體一樣，貓眼星雲的物質主要為氫和氦，並擁有少量重元素。這些元素可以光譜分析去量度其存在比例，由於氫是最豐富的元素，因此其他重元素的比例均會以相對於氫的數值去表示。
由於望遠鏡使用的攝譜儀不會收集來自觀測目標的所有光綫，也不會使用細小光圈去聚集物體光綫，因此多個有關星雲化學元素比例的研究結果均會有出入，每個不同的結果可代表星雲的某一部分。
在多個計算結果當中，人們普遍相信它的氦元素比例約為氫的0.12倍，碳和氮的比例均為氫的3×10−4倍，氧的比例約為氫的7×10−4倍。受到核合成的影響，重元素得以在恆星爆發成行星狀星雲以前，於恆星外層大氣聚集，使之與不少行星狀星雲一樣，碳、氮和氧元素均為除氫以外，所占比重較多的元素，比太陽的相同重元素要多。
在對貓眼星雲進行更深入觀測所得結果當中，或已顯示星雲的一小部分物質擁有豐富的重元素，這點會在以下段落詳述。 |
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貓眼星雲擁有極為復雜的結構，人們至今仍未完全明白其形態的形成機製。
星雲的光亮部分主要是中央恆星釋出的恆星風及星雲形成時射出的物質相碰撞而成的，兩者間的撞擊産生上述的x射綫，恆星風也使星雲內層泡沫狀物質的一部分給挖走，這個情況在內層兩端均有發生。
人們也懷疑星雲的中央恆星為一連星係統，一顆恆星吸取另一顆恆星物質的過程形成一吸積盤，並在物質受方恆星兩極射出噴流，這些噴流又與先前射出的物質碰撞。由於天體進動（歲差）的關係，恆星的兩極噴流方向會隨時間而改變。
人們在內星雲光亮部分的外部，找到不少同中心的環狀物體，他們認為可能在恆星演變在行星狀星雲前，在赫羅圖中的漸進巨星分支（asymptotic giant branch）階段便已出現。這些環狀物體的半徑具規則性，每兩個環之間的半徑差均相若，因此人們指出這些環的形成機製為於特定時間，並以差不多相同的發射速度進行。
再者，一大型暗暈膨脹至恆星遠處，於星雲形成前便已出現。 |
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人們縱使已作出深入研究，但至今仍有不少謎題有待解决。星雲外層多個相同中心的環狀物體的時間差距可能為數百年，現時仍難以解釋。導致星雲形成的熱脈可能每隔數萬年會發生一次，而較小的表面脈衝則每隔數年至數十年一次，星雲會定時釋出同中心環狀物體的機製至今尚未有定論。
星雲的光譜呈連續重疊的發射綫狀，這些發射綫可能來自星雲中離子之間發生的碰撞激發，或是離子再度與電子結合而形成的，當中因碰撞激發産生的發射綫比電子融合的更強，因此成為多年來人們量度兩者比例的方法。但近期研究結果指，在星雲的光譜圖中，離子與電子結合的發射綫數量約為碰撞激發發射綫的三倍1，其原因至今尚在爭論中，有說法指是因為存在一些含豐富重元素的物質，或是星雲溫度的波動。 |
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人們縱使已作出深入研究，但至今仍有不少謎題有待解决。星雲外層多個相同中心的環狀物體的時間差距可能為數百年，現時仍難以解釋。導致星雲形成的熱脈可能每隔數萬年會發生一次，而較小的表面脈衝則每隔數年至數十年一次，星雲會定時釋出同中心環狀物體的機製至今尚未有定論。
星雲的光譜呈連續重疊的發射綫狀，這些發射綫可能來自星雲中離子之間發生的碰撞激發，或是離子再度與電子結合而形成的，當中因碰撞激發産生的發射綫比電子融合的更強，因此成為多年來人們量度兩者比例的方法。但近期研究結果指，在星雲的光譜圖中，離子與電子結合的發射綫數量約為碰撞激發發射綫的三倍1，其原因至今尚在爭論中，有說法指是因為存在一些含豐富重元素的物質，或是星雲溫度的波動。
至少一個理論認為 貓眼星雲是由兩顆互繞的雙星超新星爆發的産物，而這逐漸死去的雙星在最近
1000年的時間裏講物質以恆星風的方式拋嚮外面。因為雙星互繞，拋出的物質也因此被扭轉成復雜的外形。中央星嚮外吹出的恆星風可能 造成內圈奇特的橢圓外形。圍繞它的是恆星風造成的更大的瓣葉，而明亮的弓形與彎麯的結構則可能是氣體噴流所造成的。雙星互繞，使得這些噴流不穩定，而像燈塔般一明一暗，嚮不同的方向指去。在本文第一幅圖（即哈勃空間望遠鏡廣角行星相機2號照片）中，紅色是氫，藍色代表氧原子，而緑色代表氮原子。 |