古德利克是第一個(1782年)發現英仙座β(大陵五)的亮度有變化的人，並且正確地解釋了大陵五的光變原因是，兩顆恒星互相繞轉，彼此掩食而使光度發生周期性的變化。1894年俄國天文學家貝洛波爾斯基首先觀測到仙王座δ的光譜中譜線有周期性的位移，在當時認為這一現象是由於仙王座δ在圍繞一顆看不見的伴星運行所造成的。1914年，美國天文學家沙普利進一步研究發現，造父一的有效溫度和視向速度也有周期性變化。當造父一的亮度極大時，表麵有效溫度增高，恒星視向速度變大，恒星半徑變小。這說明，造父一的亮度變化不可能是由雙星軌道運動造成的，而是由於造父一本身膨脹收縮的脈動變化而造成的。即是說，恒星收縮(視向速度變大，半徑變小)，表麵有效溫度增高，使恒星亮度變大；恒星膨脹(半徑變大)，有效溫度降低，於是恒星亮度下降。這種由於恒星脈動而使亮度發生周期性變化的變星，以仙王座δ為代表故稱為造父變星，或稱為經典造父變星。它們的光變周期大多為5到10天，光變幅度一般為1個星等左右。它們是黃色巨星和超巨星，光譜型在亮度極大時為F型，亮度極小時為G型或K型，絕對星等很大。造父一的光譜型在F5和G2之間變化，絕對星等為-4.6等，光度為太陽光度的5500倍，距離為1500光年。
造父型變星的發現，對於我們測定天體距離起了重大作用。1912年，美國女天文學家勒維特研究了許多造父變星(它們的光變周期從1.25天到127天)後發現：造父變星的光變周期越長，亮度(也就是光度)越大，即光度和周期的對數存在正比關係，稱為周期-光度關係。利用周期-光度關係，隻要實測出造父變星的光變周期，就能知道恒星的光度即絕對星等M。進一步由視星等m、絕對星等M和恒星距離r之間的關係式：M=m+5—51gr就可以算出恒星的距離r來。對於那些距離十分遙遠的天體，如球體星團和河外星係，隻要觀察到其中的造父變星，利用周期-光度關係，就可以測定出星團和星係的距離。因此造父變星被人稱為“量天尺”。仙王座δ星是變星愛好者練習觀測的最好目標。因為在視場中同時可以看到比較星仙王座δ的亮度十分方便。
仙王座ε，是顆視星等為4.19等黃白色FO型亞巨星，距離80光年，它是顆盾牌座型變星(參看“盾牌座”)，光變周期為59分53.3秒，亮度變化範圍為4.15等到4.21等。仙王座μ，中名造父四，是顆視星等為4.08等的紅超巨星，絕對星等為-7.0等，光度為太陽光度的5萬倍，距離5400光年。它是北天中肉眼可見的最紅的星。英國天文學家W.赫歇耳把它叫做石榴紅星。它是一顆半規則變星，變光周期約730天，變光範圍從3.43等到5.1等。
仙王座VV星是顆著名的大陵型食雙星，光變周期為619年，亮度極大時為4.80等，極小時為5.36等，食雙星中較亮的子星的直徑為太陽的1600倍，比木星軌道的直徑還大!
仙王座S和仙王座T均是長周期變星。仙王座T亮度極大時為5.2等，極小時為11.3等，變光周期388.14天；仙王座S亮度變化於7.4等到12.9等之間；變光周期為486.84天。