密近双星磁流体活动主要是指密近双星中的物质在强磁场作用下，或者是当磁场发生剧烈变化时所表现出来的一系列特殊的运动形式。它能引起一系列的观测效应，如光球表面的黑子活动、光学耀斑事件、化学元素丰度不均匀分布、星风、双星系统的轨道周期变化和色球活动等等。本文对密近双星磁活动的基本分析方法进行了简要的介绍。重点对RSCVn型密近双型光变特性、黑子活动和W Uma型密近双星的光变特性、轨道周期变化与磁活动之间的联系进行了研究,主要结果如下：　　 ⑴根据几种密近双星活动的观测分析方法，主要包括测光方法和多卜勒成像技术,利用局部热动平衡状态Milne-Eddingdton 近似和灰大气模型，我们推导出了恒星自转谱线轮廓和谱线深度表达式，讨论了恒星黑子和恒星表面化学元素丰度分布多卜勒成像的差异。　　 ⑵将黑子区的磁场简化为磁镜磁场的位形结构，用磁流体动力学方法分析了黑子活动区等离子体与等离子体波之间的相互作用，结果表明黑子活动区的等离子体将热能传给了波，使磁流体力学扰动波发生不稳定增长，同时，黑子区的等离子体由于失去能量而温度下降，从而形成了低温黑子活动区。　　 ⑶使用Wilson-DevInney 方法分析了RS CVn 型食双星BH Virginis 1953年至1991年的光电测光资料，获得了BH Virginis的基本轨道参数和逐年黑子活动参数，发现BHVirginis 1953-1954年1963-1964年次子星光球表面上存在大面积低温黑子活动区，通过对1953-1954年的兰光光变曲线和1977年、1986年的光变曲线分析，发现BH Virginis1953-1954年、1977年和1986年可能存在光学耀发事件; 同时还发现BH Virginis1984年的黑子活动参量与1991年的黑子活动参量非常接近。通过分析逐年黑子活动区面积,发现BH Virginis 低温黑子活动区总面积从1953年到1991年存在着明显的变化，总面积最大发生在1953-1954年和1963-1964年，总面积最小发生在1957年、1977年和1986年，这种观测分析结果说明BH Virginis 可能存在周期性黑子活动，其活动周期为10年左右，与Qian等人通过对BH Virginis 进行轨道周期分析得出的磁活动周期一致。　　 ⑷对W Uma 型相接双星RZ Com进行了B波段CCD测光观测，获得了5个光变极小时刻，其中2个主极小和3个次极小。用最新版本的Wilson-Devinney 程序求解了RZ Com的基本轨道参数，结果显示：RZ Com 是一个W 次型相接双星系统，其质量系数为q=m2/m1=2.226±0.013，次子星光球表面温度T2=4842±8K略低于主子星光球表面温度T1。从光变曲线分析,没有发现磁活动现象。　　 ⑸对Uma 型相接双星V714 Monocerotis 进行了BV 两色CCD测光观测，获得了一些新的光变极小时刻，同时收集了前人发表了的V714 Monocerotis的光变极小时刻和O-C，通过拟合分析，得到了新的线性历元公式，重新计算了V714 Monocerotis的O-C曲线，分析其轨道周期的长期变化，结果发现V714 Monocerotis的轨道周期持续减小，其变化率为dp/dt=-1.475×10-7(天/年)。　　 ⑹于2006年1月对W Uma型双星AP Leonis 进行了BVR三色CCD测光观测。用综合光变曲线分析方法求解，获得了AP Leonis的基本轨道参数。结果表明，APLeonis 是一个低质量比系数的W Uma 型过相接双星系统，过相接度为24.9％。结合我们的测光分析和Lu and Rucinski (1998年)的分光观测分析结果，计算了AP Leonis的绝对参量。考虑到用照相和目视方法观测获得的光变变极小值时刻计算的到的O-C较弥散（O-C最大达0.06 天），因此，仅选用CCD 方法和光电测光获得的光变极小时刻和相应的O-C来分析AP Leonis的周期变化。结果发现，AP Leonis的轨道周期存在一个振幅为0.0049天,周期为22.4年的周期变化,轨道周期减少率为dp/dt=-1.08×10-7天年。我们认为，过相接双星AP Leonis的轨道周期持续减少,可能是由子星周期性磁活动引起的。