仙王座β型变星，也称为
大犬座β型变星。这种
变星的变光快速但幅度很小，亮度变化被认为是由于铁在内部20万K下的异常性质，造成表面的脉动。这些变星通常是光谱为B型的蓝白色高温恒星。不要与
造父变星混淆，后者以
造父一（仙王座δ）为原型命名，是亮超巨星。
仙王座β型变星是质量介于7至20 M（太阳质量）的
主序星。这些成员中有一些是天空中最亮的恒星，例如
十字架三和
马腹一；
角宿一也被归类为仙王座β型变星，但在1970年神秘的停止了脉动。通常，它们的亮度变化在0.01至0.3星等，周期0.1至0.3日（2.4至7.2小时）。做为原型的
上卫增一（仙王座β）
视星等在 +3.16 到 +3.27 间变化，周期为4.57小时。亮度最亮的时刻发生在恒星座小且最热的时刻。它们在紫外线上的亮度变化要大得多，可以达到1个星等。少数恒星的变光周期被发现短于一小时，对应于基础的径向脉动周期的四分之一和基础周期的八分之三。它们也有相对较低的振幅和相当窄的光谱类型B2-3 IV-V。它们被称为短周期组，在GCVS的缩写是BCEPS。
仙王座β型变星的脉动式是由卡伯机制和p-模式脉动驱动。在恒星内部，温度高达20万K的深处，有丰富的铁。铁在如此的高温下，不透明度将增加（不是减少），导致能量在数层之内累积。这会导致压力的增加而反复地向外推出与落回，一个循环的周期约数小时。这被称为铁凹凸或Z凹凸（Z习惯上是表示
金属量）。这与慢脉动B星类似，显示同样是由铁的不透明度变化驱动的p-模式脉动，但是有着较低的质量和较长的周期。
美国天文学家Edwin Brant Frost在1902年发现仙王座β径向速度的变化，最初的结论说是联星的光谱。Paul Guthnick在1913年率先检测到它的亮度变化。不久之后，发现军市一（大犬座β）和心宿一（天蝎座σ）也是变星，
维斯托·斯里弗在1940年指出，心宿一的径向速度也有变化，还有R.D. Levee和
奥托·斯特鲁维分别在1952年和1955年推论出这是由于恒星的脉动。 这种变星因为大犬座β星是20世纪末对其研究最密切的例子，因此通常称为大犬座β型变星，然而它在南部低空的位置，意味着它的观测经常会受到阻碍。然而，因为仙王座β是第一颗被发现的这种类型变星，所以尽管有和造父变星相似而被混淆的风险，这一类型还是被称为仙王座β型变星。
塞西莉亚·佩恩-加波施金和Sergei Gaposchkin在他们1938颗变星的目录中收录了17颗可能是这类型的变星，但是将它们归类为
矮造父变星（盾牌座δ型变星）。车府增十五（蝎虎座16）是在1952年之前被广泛研究的另一这类型的变星。在1966年，此类型变星的数量从18颗增加为41颗。
奥托·斯特鲁维在20世纪50年代广泛的研究这种变星，然而在他逝世之后，研究酒减少了。
Christiaan L. Sterken和Mikolaj Jerzykiewicz 在1993年将59颗恒星归类为仙王座β型变星，并将79颗列为疑似仙王座β型变星。 Stankov在2005年列出93颗成员，77颗候选者，还有61颗可能不是或确定不是这类型的变星。6颗，分别是天棓五（武仙座ι）、
双鱼座53、
九州殊口四（波江座ν）、
壁宿一（飞马座γ）、英仙座V354和
白羊座53被并列为仙王座β型变星和SPB。