普遍认为，疏散星团成员星起源于同一块分子云，因而它们有相同的化学组成和年龄。另外，由于这些星团自身尺度一般远小于它们到地球的距离，所以可以近似认为这些成员星到地球的距离相同（因而星际消光也类似）。尤其是，大多数疏散星团分布在银河系中非常活跃的恒星形成区——旋臂区域。因此，疏散星团是一个理想的研究恒星形成与演化等物理过程的天然实验室。根据发电机理论，晚型恒星自转与对流相互耦合，从而产生磁场。对于年轻的疏散星团，其成员星角动量损失不大，具有较大的自转速率，于是磁活动水平较高，这为研究恒星磁活动带来了极大的方便，可以为我们提供更多的研究晚型恒星磁活动的素材。　　在银河系中虽然已发现近两千个疏散星团，但是被详细研究过的星团却为数不多，迄今为止有关疏散星团成员星磁活动的研究资料还不多。为了在疏散星团中搜寻磁活动变星并对其进行活动性质等方面的研究，我们在2008年到2013年期间先后对三个年轻疏散星团NGC1348、ASCC5和NGC1960进行了测光观测，目的是在其中搜寻磁活动变星。此外，我们对NGC1960和Pleiades中的若干成员星进行了分光观测，以对其色球活动进行证认和研究。基于这些测光和分光观测研究，我们取得了有意义的研究结果。　　我们对疏散星团NGC1348进行了五个时段的多色测光观测，新发现了一颗相接双星:GSC2.3 NCB0032066。我们在该双星系统上观测到了OConnell效应(△B(∽)0m.03)，表明该星是一个活动的相接双星系统。通过比较不同时期观测得到的光变曲线数据，我们发现从2008年11月到12月这段时间内其光变曲线形状发生了变化，这意味其黑子活动存在短时标的演化行为。　　我们对ASCC5进行了两个时段的测光观测，在其中发现了四颗食双星:2MASS J00570305+5541588,2MASS J00572555+5546091,2MASS J00580602+5541451和2MASS J00583140+5539042（简记为2MJ5703，2MJ5725，2MJ5806和2MJ5831）。我们用Wilson-Devinney程序对它们进行了综合光变曲线分析，得到了其轨道参量等基本物理信息。　　2MJ5703是一个典型的A次型相接双星系统（质量比q(∽)0.5，相接度f(∽)0.13），其光谱型为晚F型，轨道周期约为0.44天。　　2MJ5725可能是一个W次型的相接双星系统，其轨道周期大约为0.3天。它的光变曲线在极大附近不对称，说明该星上存在诸如黑子的磁活动现象。　　2MJ5806质量比约为0.9，是一个H次型的相接双星系统。该系统轨道周期为0.274天，其相接度比较小，约为0.1。　　2MJ5831可能是一个W次型的相接双星系统，其轨道周期为0.273天。该系统上存在明显的OConnell效应，而且光变曲线形状存在快速变化，表明该系统子星磁活动比较剧烈。　　对于NGC1960，我们进行了三个时段的测光观测和分光证认，在其中发现了近十颗变星，包括几颗B型变星，一颗δ Scuti型脉动变星，几颗可能的磁活动变星。　　我们对三颗昴星团成员星PELS72、DH679以及PELS75进行了测光和中色散分光观测，分析表明它们都是磁活动变星，而且色球活动水平比较高。　　PELS72表面长期存在两个大小可比的黑子区域，这两个黑子区域在经度方向都发生了移动，而且它们之间的距离不断发生变化，表现出了子午环流的迹象。　　DH679短期内光变曲线形状比较稳定，存在两个相差约180度的活动经度带，这或许与跳变(flip-flop)活动现象有关。　　PELS75的光变曲线的振幅发生快速的变化。短期内其黑子也在沿着经度方向移动，从长期数据来看，黑子倾向于只在同一个半球上出现。　　以上的这些研究结果需要进一步的测光监测和分光观测以便对它们进行更深入细致的分析与研究。