天球赤道座标： ）。
固有的名称源自阿拉伯يد الجوزاء ，意思就是"猎人的肩膀（ "）。公元13世纪的一个错误，将阿拉伯语的"ya"读作"ba"，导致了欧洲的名字。在英语，这个名字有四种常见的发音，这取决于第一个是短音还是长音，以及"s" 是"s"还是"z"：
最后一个的发音因为听起来像"Beetlejuice（英语：Beetlejuice (disambiguation)）"（甲虫汁）而被普及。
在2016年，IAU组织了恒星名称工作组（WGSN）对恒星的专有名称进行编目和标准化。WGSN在2016年7月的第一份公告，包括WGSN批准的前两批名称的表格，其中包括这颗恒星的名称为（参宿四）；它现在被列入IAU星名目录中。
自古以来，参宿四及其红色就已被注意到；古天文学家托勒密将其颜色描述为 ὑ πόκιρρος（"hypókirrhos"=或多或少的橙色茶色），这一术语后来在乌鲁伯格的“Zij-i Sultani（英语：Zij-i Sultani）”翻译为“rubdo”，在拉丁语的意思为“红润”。在19世纪，现代的恒星光谱分类法创立之前，安吉洛·西奇以其自创的恒星分类法将参宿四作为第三类（橘色至红色恒星）的原型。相较之下，在托勒密之前的三个世纪，中国天文学家观察到参宿四呈“黄色”； 如果准确的话，这样的观测可能表明这颗恒星在当时处于黄超巨星阶段，鉴于现时对这颗恒星复杂星周环境的研究，这是一种可能性。
在中国，《史记·天官书》说：“参为白虎。三星直者，是为衡石。下有三星，兑，曰罚，为斩艾事。其外四星，左右肩股也。小三星隅置，曰觜，为虎首。
南澳大利亚的原住民群体一直在分享参宿四亮度的变化，至少已有1,000年的口头讲述。
从北极区的纬度来看，参宿四的红色和天空中比参宿七更高的位置，使因纽特人认为它更亮，当地的一个名字是“Ulluriajjuaq”“大恒星” 。
1836年，约翰·赫歇尔爵士在《天文学概要》（）中发表了他的观察结果，描述了参宿四亮度的变化。从1836年到1840年，他注意到参宿四在1837年10月和1839年11月再次超过参宿七时，星等发生了重大变化。随后是10年的静止期；然后在1849年，赫歇尔注意到另一个短暂的变化周期，在1852年达到顶峰，但从1957年到1967年只有很小的变化。美国变星观测者协会（AAVSO）的记录显示，在1933年和1942年观测到的最大亮度为0.2，在1927年和1941年观测到最小值为1.2。这种亮度的变化常被人错误的解释为什么约翰·拜耳在1603年发表了他的《测天图》，将这颗恒星命名为“α”，因为它可能与通常更亮的参宿七（“β”）相媲美；其实是因为它在接近头部的肩膀上。
在1920年，阿尔伯特·迈克生和法兰西斯·皮斯（英语：Francis G. Pease）在威尔逊山天文台的2.5米望远镜的前面安装了6米干涉仪。在约翰·安德森（英语：John August Anderson）的协助下，三人量测了参宿四的角直径为0.047"，根据其视差值6998180000000000000♠0.018"，得出了直径为7011384000000000000♠3.84×108 km（7011385962506406000♠2.58 AU）。然而，周边昏暗和测量误差导致了这些测量精度的不确定性。
1950年代和1960年代，有两项发展影响红超巨星的恒星对流理论：平流层观测仪（英语：平流層觀測儀）专案和1958年出版的《恒星的结构和演化》，主要是马丁·史瓦西和他在普林斯敦大学的同事，理查·哈姆的工作。这本书传播了如何应用电脑技术来创建恒星模型的想法，而平流层观测仪项目则通过使用气球将望远镜携带致地球湍流上方，产生了一些迄今为止所见最精细的米粒组织和太阳黑子影像，从而证实了太阳大气中存在对流。这两项发展都证明，对我们了解像参宿四这种红巨星的结构，有着意味深长的冲击。
在1970年代，天文学家看到了天文成像技术的一些重大进步，从安托万·拉贝里（英语：Antoine Émile Henry Labeyrie）发明斑点干涉测量开始，这一过程显著减少了视宁度引起的模糊效应。它增加了地面望远镜的光学分辨率，允许对参宿四的光球进行更精确的测量。随着威尔逊山、洛克山和在夏威夷毛纳基山等山顶上红外望远镜的改进，天体物理学家开始窥视围绕超巨星的复杂星周壳。使他们怀疑存在着由对流产生的巨大气泡。但直到 1980 年代末和 1990 年代初，参宿四成为孔径掩蔽干涉测量（英语：Aperture masking interferometry）的常规目标时，可见光和红外成像（英语：Infrared photography）才取得了突破。这项新技术由卡文迪什天体物理学组（英语：Cavendish Astrophysics Group）的约翰·鲍德温（英语：John E. Baldwin）与同事开创，采用了一个小遮罩，在望远镜瞳孔平面上有几个孔，将孔径转换为一组干涉阵列。该技术为参宿四提供了一些最准确的测量，同时揭示了恒星光球上的亮点。这是除太阳以外的第一张恒星盘面光学和红外图像，首先来自地面干涉仪，后来来自COAST望远镜的高分辨率观测。用这些仪器观察到的“明亮斑块”或“热点”似乎证实了史瓦西几十年前提出的一个理论，即大质量对流细胞主导恒星表面。
在1995年，哈伯太空望远镜的暗天体照相机捕获了紫外线图像，其分辨率优于地面干涉仪获得的分辨率：这是另一颗恒星盘的第一个常规望远镜图像（或NASA术语中的“直接图像”）。因为紫外线会被地球大气层吸收，这些波长的观测最好由太空望远镜进行。像早期的照片一样，这张图像包含一个明亮的斑块，表明西南象限是比恒星表面更热7003200000000000000♠2,000 K的区域。随后用戈达德高解析摄谱仪拍摄的紫外线光谱表明，热点是参宿四的旋转极之一。这使旋转轴与地球方向的倾角约为20°，并且与天北极的方位角约为55°。
21世纪的第一个10年在许多方面都获得了重大的进展，最核心的是在不同的波长上获得恒星光球的影像，和对参宿四复杂星周壳的研究。在来到千禧年之际，使用红外线空间干涉仪（Infrared Spatial Interferometer，ISI）以中红外线测量，估计出参宿四周边昏暗是55.2 ± 0.5 mas，与迈克逊80年前发现的图完全一致。在他发表的时候，从依巴谷任务估计的视差是7.63 ± 1.64 mas，因此估计参宿四的半径是3.6天文单位。不过，来自智利帕瑞纳天文台的干涉仪在近红外线上的诸多研究却引起更多对直径的争论。不过，在2009年6月29日，诺贝尔得主查理斯·汤发表了这颗恒星自1993年在速率的增加上已经萎缩了15%。他提出的证据来自加州大学柏克莱分校位于威尔逊山天文台山顶的ISI已经持续15年观测到恒星的收缩。尽管参宿四的大小明显的减少，汤和他的同事Edward Wishnow指出，在美国变星观测者协会长期定期监测下，参宿四可见的光度，或星等在这段期间并没有明显的变暗。半径减少与相对恒定通量耦合的这一发现，成为解决恒星结构理论一些根本问题的关键。
对包层完整的审议已经大量研究参宿四扩张大气层深奥的动力学。几十年来天文学家已经了解红巨星创造的不透明外壳主导了质量重返银河，但是这种恒星质量流失的实际机制仍然是一个谜。干涉测量方法上的最新进展，天文学家可能已经接近此一难题的解答。在2009年7月，欧洲南方天文台释出由甚大望远镜干涉仪（VLTI）获得的影像，显示巨大的羽流气体喷射到周围的距离几乎远达到30天文单位。这相当于太阳与海王星之间的距离，但是这种物质抛射只是发生在周围大气诸多动态中的一种。天文学家发现在参宿四周围至少有6种不同的壳层活动。当本世纪开始时，解决恒星演化阶段的质量损失之谜，或许可以揭示这些超巨星突然爆炸的因素。
参宿四是很容易在夜空中发现的，它就出现在著名的猎户腰带附近，并且肉眼就可以看见它发出的橙红色光芒。在北半球，从每年的一月开始，可以看见它于日落时从东方升起。在3月中旬，这颗恒星在黄昏时已经在南方的天空中，而且几乎全球各地的居住者都可以看见，仅仅只有南极洲少数几个位置在南纬82°更南边的偏远研究站才看不见。在南半球的大城市（像是悉尼、布宜诺斯艾利斯、和开普敦），参宿四的高度角几乎可以达到地平线上49°。一旦来到5月，就只能在太阳刚西沉之际在西方地平线上惊鸿一瞥了。
在SIMBAD的列表中，参宿四的视星等是0.42，使它的平均亮度是天球上的第9亮星，正好就在水委一的前面。但因为参宿四是一颗变星，它的光度变化范围在0.2至1.2之间，因此有的时候他的光度会超越南河三，成为全天第八亮星。参宿七也是一样，它通常的视星等是0.12，但报告指出光度有0.03至0.3星等的波动，这也可能使参宿四偶尔会比参宿七明亮而成为全天第七亮星。当它最暗时，会比第19亮的天津四还要暗，并与十字架三竞争第20名的位置。
参宿四的色指数（B–V）是1.85—在图形上指出这是个极度"红色"的天体。光球有着扩展的大气层，光谱中呈现强烈的发射线而不是吸收线，这是一颗恒星外面有着浓厚的气体包壳时出现的现象。取决于光球层径向速度的波动，这些扩展的气体曾经被观察到远离和朝向参宿四移动的运动。这颗恒星的辐射能只有13%的是经由可见光发射出来，而大部分的辐射都在红外线的波段。如果眼睛可以感觉到所有辐射的波长，参宿四可能会成为全天空最亮的恒星。
自从白塞尔在1838年成功的测量出视差，天文学家就对参宿四的距离极为困惑，不确定性使得许多恒星的参数值很难得到正确的估计。准确的距离和角直径将揭示恒星的半径和有效温度，导出清楚的解读热辐射的光度；光度与同位素丰度结合可以提供对恒星年龄和质量的估计。在1920年，当第一次以干涉仪研究恒星的直径时，假设视差是0.18角秒。这等同于距离是56秒差距，或是180光年，这样不仅获得的恒星半径不正确，恒星的特征也不同。在这之后，有些进行的调查将这神秘的实际距离建议为高达400秒差距，或是1,300光年。
在依巴谷星表公布之前（1997），有两份受人尊重的出版物有参宿四最新的视差资料。第一份是耶鲁大学天文台（1991）公布的视差是π = 9.8 ± 4.7 mas，相当于距离大约是102秒差距，或是330光年。第二份是依巴谷输入星表（1993），它的三角视差是π = 5 ± 4 mas，相当于200秒差距或是650光年－几乎是耶鲁估计值的两倍。这种不确定性，使研究人员对距离估计使用宽松的范围，这种现象引燃了许多的争议－不仅仅是在恒星的距离上，还影响到其它的恒星参数。
期待已久的依巴谷任务结果终于在1997年发表（释出）。解决了这一个问题，新的视差值是π = 7.63 ± 1.64 mas，这相当于131秒差距，或是430光年。因为像参宿四这种变光星，会造成具体的问体影响到它们距离的量化。因此，the large cosmic error in the Hipparcos solution could well be of stellar origin, relating possibly to movements of the photocenter, of order 3.4 mas, in the Hipparcos photometric Hp band.
在这次的争论中，电波天文学的最新发展似乎占了上风。格雷厄姆和同事们使用美国国家无线电天文台（NRAO）的甚大天线阵（VLA），以新的高空间分辨率和多波长无线电对参宿四位置的指引，获得更精确的估计值，加上依巴谷的资料，提供了新的天文测量解答：π = 5.07 ± 1.10 mas，在严谨的误差因子下得出的距离是197 ± 45 秒差距或643 ± 146 光年。
接下来在计算上的突破将可能来自欧洲空间局即将进行的盖亚任务，它将承担详细的分析每一颗被观测恒星的物理性质，揭示亮度、温度、重力和成分。盖亚将多次测量每一个亮度暗达20星等和比15等亮的天体位置，精确度达到24微角秒－相当于从1000公里外测量的人发直径。携带的检测设备将确保能测量像参宿四这种变星在最暗时的极限，这将解决较早时依巴谷任务位置上绝大部分的局限性。事实上，对最近的那些恒星，将能以小于0.001%的误差因子来测量他们的距离。即使是靠近银河中心的恒星，距离大约是30,000光年，距离测量上的误差也将在小于20%以内。
作为恒星"SRC"的次分类，研究人员提供了不同的假设试图解释参宿四反复无常的舞蹈－这导致绝对星等在-5.27至-6.27之间的振荡现象。以我们目前了解的恒星结构认为是这颗超巨星的外层逐渐的膨胀和收缩，造成表面积（光球）交替的增加和减少，和温度的上升和降低－因此导致测量到这颗恒星的亮度有节奏的在最暗的1.2等，如同1927年早期见到的，和最亮的0.2等，如同1933和1942年，之间变化著。像参宿四这种红巨星，因为大气层本来就不稳定因此会通过脉动的方法。当恒星收缩，它吸收越来越多通过的能量，造成大气层被加热和膨胀。反过来，当恒星膨胀时，它的大气层变得稀薄，允许较多的能量逃逸出去并使温度下降，因此启动一个新的收缩阶段。在计算恒星的脉动和模型都很困难的情况下，看来有几个交错的周期。在上个世纪的1930年代，Stebbins和Sanford的研究论文指出有一个由150至300天的短周期变化调制成的大约5.7年的规则循环变化周期。
事实上，超巨星始终显示不规则的光度、极化和光谱的变化，这指出在恒星的表面和扩展的大气层有着复杂的活动。对照于受到监测的大多数巨星都是有着合理的规则周期的长周期变星，红巨星通常都是半规则或不规则的，有着脉动特性的变星。在1975年，Martin Schwarzschild发表了一篇具有里程碑意义的论文，认为光度起伏不定的变化是因为一些巨大的对流细胞（米粒斑的模式）覆盖在恒星表面所导致的。在太阳，这些对流细胞，或是称为太阳米粒，代表热传导的一种重要模式－因为那些对流元素主宰著太阳光球的亮度变化。太阳的米粒组织典型的直径大约是2,000公里的大小（大约相当于印度的表面积），深度大约700公里。在太阳表面大约有200万个这样的米粒斑覆盖着6兆公里2的光球面积，如此巨大的数量产生相对恒定的通量。在这些米粒斑之下，连结著5000至10,000个平均直径30,000公里，深度达到10,000公里的超米粒斑。对照之下，Schwardschild认为像参宿四这样的恒星可能只有一打左右像怪兽的米粒斑，直径达到1亿8千万公里或更大而足以支配恒星的表面，与深度6千万公里，这是因为红巨星的包层温度和密度都很低，导致对流的效率极低。因此，如果在任何时间都只能看见三分之一的对流细胞，它们所观测到的光度随着时间的变化就可能反映出恒星整体的光度变化。
Schwarzschild的巨大对流细胞主宰巨星和红巨星表面的假说似乎有张贴在天文讨论社区，当哈伯太空望远镜在1995年首度直接捕捉到参宿四表面神秘的热点时，天文学家就将它归因为对流。两年后，天文学家揭露至少有三个亮点造成观测到这颗恒星错综复杂的亮度分布不对称，其幅度"符合表面的对流热点"。然后在2000年，另一组由哈佛-史密松天体物理中心（Cfa）的Alex Lobel领导的小组，注意到参宿四湍流的大气层中冷与热的气流展示出肆虐的风暴。小组推测在恒星大气层中大片活力充沛的气体同时向不同的方向膨胀，抛射出长长的温热气体羽流进入寒冷的尘埃包层。另一种解释是温热的气体在横越恒星较冷的区域时造成激波的出现。这个团队研究参宿四大气层的时间超过5年，使用的是哈伯的太空望远镜影像摄谱仪在1998年至2003年的资料。他们发现在色球层上活动的气泡，在恒星的一边抛起气体，当落在另一边时，好像慢动作翻腾的熔岩灯。
天文学家面对的第三个挑战是测量恒星的角直径。在1920年12月13日，参宿四成为第一颗在太阳系之外曾经被测量出直径的天体。虽然干涉仪仍处在发展的初期，经由实验已经成功的证明参宿四有一个0.047"的均匀盘面。天文学家对周边昏暗的见解视值得到注意，除了10%的测量误差，小组得出的结论是由于沿着恒星边缘部分的光度强烈的减弱，盘面可能还要大17%，因此角直径大约是0.055"。从那时以来，已有其他的研究在进行，得到的范围从0.042至0.069角。结合历史上估计的距离，从180至815光年，与这些资料，得到恒星盘面的直径无论何处都在2.4至17.8天文单位，因此相对来说半径是1.2至8.9天文单位使用如同太阳系的标准，火星的轨道大约是1.5AU，在小行星带的谷神星是2.7AU，木星是5.5AU。因此，取决于参宿四与地球的实际距离，光球层可以扩展至超出木星轨道的距离，但不能确定是否会远达土星的9.5AU。
有几个原因使精确的直径很难定义：
为了克服这些限制，研究人员采用了各种方案解决。天文干涉仪的观念是Hippolyte Fizeau在1868年最早提出的。他提出经由两个孔洞观察恒星的干涉，将可以提供恒星空间强度分布的资讯。从此以后，科学的干涉仪已经发展出多孔径干涉仪，可以将多个位置的影像彼此重叠。这些的影像使用傅立叶分析综合－一种广泛用于审视天体的方法，包括研究联星、类星体、小行星和星系核。自1990年出现的自适应光学彻底改变了高分辨率天文学，同时，像是依巴谷、哈伯、和史匹哲等太空天文台，也产生其他重大的突破。最近，另一项仪器，天文多波束接触器（the Astronomical Multi-BEam Recombiner，AMBER），提供了新的观点。做为甚大望远镜的一部分，AMBER有能力同时结合3架望远镜，使研究人员可以实现微角秒的空间解析。此外，通过组合三个干涉仪#天文干涉仪取代两个，这是习惯用的传统干涉测量，AMBER能让天文学家计算闭合相位－天文成像中的一个重要组成部分。
目前的讨论围绕着波长－可见光、近红外线（NIR）或中红外线（MIR）－获得最精确的角度测量。最被广泛接受的解决方案，他的出现，是由加州大学柏克莱分校的太空实验室的天文学家在中红外线波段执行的ISI。在历元2000年，这个团体，在约翰韦纳的领导下发表了一份论文，以一般不太被注意的中红外线，忽略任何可能存在的热点，显示参宿四均匀的盘面直径是54.7 ± 0.3 mas。这篇论文也包含理论上承认的周边昏暗直径是55.2 ± 0.5 mas－假设与地球的距离是197.0 ± 45 秒差距，这相当于半径大约5.5天文单位的外观（1,180R☉）。不过，有鉴于角直径的误差在± 0.5 mas，与哈珀（Harper）的数值有± 45秒差距的误差结合在一起，光球的半径实际上可以小至4.2AU，或是大至6.9AU 。
跨过大西洋，另一组由巴黎天文台佩兰（Guy Perrin）领导的天文学家在2004年以红外线对有争议的参宿四光球半径做出43.33± 0.04 mas的精确测量 "佩兰的报告给了一个合理的剧本，可以一致性的解释从可见光到中红外线的观测。"这颗恒星看似很厚、温暖的大气层使短波的光线散射因而略微增加了直径，波长在1.3μm以上的散射可以忽略不计。在K和L，上层的大气层几乎是透明的－在这些波长上看见的是传统的光球，所以直径是最小的。在中红外线，热辐射温暖了大气层增加了恒星的视直径。"这些参数还未获得天文学家广泛的支持。
最近使用IOTA和VLTI在近红外线上的研究，强烈的支持佩兰的分析，直径的范围在42.57至44.28 mas，最小的误差因子小于0.04mas。这次讨论的中心，是由查理斯汤所领导柏克莱团队在2009年的第二份论文，报告参宿四的直径从1993年至2009年缩减了15%，在2008年测量的角直径是47.0mas，与佩兰的估计相距不远。不同于以前发表的大部分论文，这份研究，早期的研究通常只持续1至2年，并且是在多种波长上，经常会产生截然不同的结果。缩减的角度分析相当于从1993年看见的56.0 ± 0.1到2008年的47.0 ± 0.1 mas－在15年内几乎缩减了0.9天文单位，或大约相当于每小时1,000公里。天文学家都认为我们完全不知道这颗恒星膨胀和收缩的节奏，果真如此，循环的周期可能是什么，虽然汤认为不存在这样的周期，但它也可能长达数十年，其它可能的解释是光球层由于对流或因为不是球体因而稍微有些不对称，造成恒星绕着轴旋转时上的膨胀和收缩。当然，除非我们收集了周期的完整资料，我们不会知道1993年的56.0mas是表现出恒星膨胀的最大值还是平均值，或是2008年的47.0事实上是个极小值。在我们得知确切的数值之前，我们可能还要继续观测15年或更久的时间（2025年），也就是说，相当于木星轨道半径的5.5天文单位，可能将持续很长的一段时间继续被视为它的平均半径。
天文学家预计参宿四最终会以II型超新星爆发来结束它的生命，剩余一颗中子星，或是其质量只足够变成一颗白矮星。但各方对它还有多长寿命并没有一致的意见：有些人认为它的直径不停变化代表着参宿四正在融合它的碳原子，而会在数千年之内变成超新星；不同意这观点的人则认为它可以生存更久。
1除非另有说明，是他最后一年的观测。2除非另有说明，是均匀的盘面测量。3半径的计算使用相同的方法，如同说明#2下的。‡周边昏暗测量。
