EA型變星的典型就是大陵五（英仙β），是最早發現的食雙星，距離32秒差距。它的軌道週期就是光變週期，等於2.87天。雙星總亮度為星等2.20，光變曲線從主極小到次極小略微增加，從次極小到主極小略微減小。這主要是由於反射光的作用。在次極小前後，較亮的一邊向著觀測者，因此總亮度大一些；在主極小前後，較暗的一邊向著觀測者，所以總亮度小一點。分析光變曲線極小部份的形狀，可知交食不是全食而是偏食，軌道面和天求切面的交角約為82度。

英仙β的主星是B8型主序星，絕對星等為-0.4；伴星是G5型星，絕對星等為3.1，英仙β是半相接雙星。1906年，貝洛波爾斯基發現這個雙星系統的質量中心在移動，表示還有第三顆星存在，也就是說英仙β實際上是一個三合星。第三顆星的光譜型大約是A7，絕對星等2.3，繞質量中心轉動的週期為1.862年，軌道面幾乎與兩顆交食子星的軌道面在同一平面上，在已知的三合星中，英仙β是子星彼此離最近的一個系統。

大陵五型食雙星的週期分佈很廣，從0.2天至10000天，甚至更長。交食開始和終止的時刻可以精確確定。主極小和次極小的深度不等，有的光變曲線上不出現次極小。子星的形狀對光變的影響很小，因此應成球形或略呈扁球形，但反射光可能顯著。現以發現逾3000對的大陵五型食雙星，佔已知食雙星總數的60%以上。

EB型變星的典型是βLyrae，中名漸台二。1784年古德里克(Goodricke)發現它有變光現象，週期為12.94天每年增加19秒，光變曲線和兩顆子星的相應位置如圖1.所示，光變曲線上極小以外的部份不像英仙β那樣平直而是彎曲的，還表示兩子星相距較近，都變形成扁球型或蛋型，互相繞轉時兩顆子星的最長徑總在一條直線上。交食發生前後時兩顆子星的最長徑都差不多與視線平行，星的視面最小，交食之間，最長徑大致跟視線垂直，星的視面最大。這樣子影響下，子星扁球型使得極小(包括主極小和次極小)附近的總量度減小，極小之間的總亮度增加，也就是使得總亮度較為均勻地連續變化著。主極小和次極小的深度分別為0.8^m和0.4^m。在極小的底部，光便曲線也不完全是平直的，表明子星上亮度不平均。

天琴β離太陽約500秒差距。光譜中出現B8型巨星的光譜，譜線作週期性位移，它是主星產生的，主星的絕對星等大約介於-4.5~-5.0之間，光譜中還有第二套吸收線，屬於B5型，但沒有週期性位移。顯然，B5型光譜並不屬於伴星，而是在子星周圍上的氣殼上形成的。天琴β是半接型雙星。主星的質量大約超過2M_☉。伴星的質量大約超過10M_☉，在它的周圍有一個氣盤。

此型變星大約發現有600對，週期大部份超過一天，子星成扁球型，無交食時亮度也有顯著變化，次極小也必定出現，子星通常都是早型星。

造父變星又分為三種：經典造父變星（Cδ）、室女W型星（CW）及矮造父變星（Cδs）

1784年，古德里克發現了仙王δ的光變。1894年，俄國天文學家貝洛波爾斯基首先觀測到該星光譜中譜線有週期位移，在當時這種現象被以為是仙王δ再繞一顆看不見的伴星坐軌道運動。1914年，沙普利闡明了這類變星的亮度、有效溫度和視向速度的週期變化（圖二）不可能是由於雙星的軌道運動產生的，最好的解釋星體在脈動銀河系中的經典造父變星的光變週期大都在1~50天範圍內，週期最長的是武仙BP，為83.1天。光變幅度一般在一個星等左右，少數的星等小的多，最著名的是北極星，小於0.1個星等 。經典造父變星的光變曲線的形狀與週期長度之間有一種對應的關係（赫氏關係），但這只是一種統計的關係，也有不少的例外。

經典造父變星是黃色的巨星和超巨星，質量為太陽的幾倍至十倍左右，他們的光度很大，以致在大約30個和外星系中已觀測到這類變星。 他們的光譜在亮度極大時一般為F型，極小時為G型或K型。這類變星半徑的變幅不大，約為5%~10%，因而亮度的變化主要由有效溫度的改變所引起，半徑變化對光變曲線的影響較小。