概括地说，造父变星的光变周期愈长，光度也愈大。这种关系是1908～1912年美国哈佛大学天文台的天文学家H.S.勒维特（Henrietta Swan Leavitt 1868-7-4～1921-12-12）在研究小麦哲伦云的25个造父变星时发现的。研究表明，这些星的视星等几乎线性地随周期的对数的增加而减少，她用的是光变周期和视星等（见星等）的数据。这些造父变星都位于同一星系内，可认为它们同地球有大体相等的距离，所以周期和视星等的关系就反映了周期和绝对星等的关系。后来的研究表明，属于不同星族的变星，周光关系也不相同：

星族Ⅰ：M_p＝ −1.80－1.741 lgP

星族Ⅱ：M_p＝ −0.35－1.75 lgP

式中M_p为平均绝对照相星等（平均指光度极大和极小时的绝对星等的平均值），P为以天为单位的光变周期。1987年经许多研究得出更好的V波段的周光关系：

〈M_V〉=-2.78 lgP(10天)−4.13(弥散度0.3星等)

在天文期刊中发表的周光关系已经数以百计。1997年公布的依巴谷卫星第一批（223颗）银河造父变星的三角视差定出，而斜率得自大麦哲伦云中的造父变星资料：

〈M_V〉＝ −2.81 lgP(天)−1.43

周光关系的重要性在于，只要发现造父变星，便可确定该变星及其所在的恒星集团的距离。这是因为利用周光关系可从光变周期P推算绝对星等M，而视星等m则可直接测量，于是距离r便可由公式：lgr=(m－M+5－A)/5算得，式中A为星际消光对视星等的影响。周光关系既简单又精确，因此仍是测定银河系内一些恒星集团的距离和邻近的河外星系距离的一种重要方法。