自从1976年，Hall明确地提出RS CVn型双星的定义以来，密近双星的类太阳活动（也叫“色球活动”或“磁活动”）性质就引起众多天文工作者的极大兴趣。以RS CVn型双星和BY Dra型双星为代表的类太阳活动双星，与其它类型的恒星相比，具有许多独特的极端物理条件：快速自转、同步自转、两子星之间的物质能量交流和损失、对流公共包层以及强磁场等。在这种极端物理条件下色球活动双星表现出了许多类似于太阳但比太阳要强得多的色球活动现象：谱线发射（包括Hα，Hβ，CaⅡH＆K，MgⅡh＆k等谱线发射）、X射线发射、射电发射、大面积的黑子活动、耀斑、反常的能谱分布（包括紫外超和红外超）、星风损失、磁活动以及轨道周期的准周期（或不规则）变化。观测发现，色球活动双星的Hα，Hβ，CaⅡH＆K，MgⅡh＆k等谱线发射非常强烈，并且是变化的。WD方法、多普勒成像方法和线深比方法都显示子星表面2％-30％（甚至高达60％）的区域被黑子（或者低温区）覆盖着。密近双星轨道周期的准周期／不规则变化(典型的相对变化幅度为△P／P-10-7-10-5)也只能用磁活动来解释。所有这些都说明，在密近双星（特别是色球活动双星）上存在着强磁场，而强磁场正是产生各种类太阳活动现象的根源。本论文对密近双星的磁活动性进行了理论和观测两方面的研究，取得了如下的成果：1、为了解释轨道周期的准周期性变化和不规则变化，我们提出了磁联模型。该模型认为，密近双星中的两子星靠得近，存在微小的磁力。因为活动子星的磁场是变化的，因此子星间的磁力和系统的轨道周期也发生了微小的变化。该模型既成功地解释了某些密近双星轨道周期的准周期性变化和不规则变化，又用一个统一的机制解释了多数相接双星的轨道周期表现出来的两种变化成分。2、对两个早光谱型（O型）大质量的相接双星V382 Cyg和TU Mus的轨道周期进行分析后，发现这两个源的轨道周期长期增加，其增加率dP／dt分别为+4．4×10-7天／年和+4．0×10-7天／年。此外，这两个源的轨道周期还表现出了周期性的变化成分，其变化周期P3和半振幅A分别为47．7年和0．0148天，以及47．73年和0．0100天。这两种变化成分既可以解释为两子星间的物质转移和第三天体引起的光时效应，也可以解释为磁活动（包括引力四极矩机制和磁联机制）。根据磁联模型，所需要的平均表面磁场分别为1．1T和1．4T。3、晚光谱型相接双星EQ Tau和AD Cnc在不同年份的光变曲线并不能很好地重合，表现出了变化的O’Connell效应。EQ Tau的光变曲线从2000年的负型O’Connell效应光变曲线转化为了2001年和2004年的正型O’Connell效应光变曲线。我们认为这是由EQ Tau主星上的两个高纬度黑子演化引起的。AD Cnc的光变曲线从1978年的对称型转化为2000年的正型O’Connell效应光变曲线，之后又转化为2002年的负型O’Connell效应光变曲线。我们认为这同样是由ADCnc主星上的低纬度黑子演化引起的。此外，这两个相接双星的轨道周期还表现出了周期性的变化成分。和变化的黑子一样，轨道周期的这种变化，也可能是由磁活动引起的。4、晚光谱型相接双星UX Eri在1964年年底的光变曲线和在2003年11月的光变曲线在极大值附近是重合的，但是在次极小附近却表现出了0．13个星等的偏差。光变曲线的这种变化和该源所表现出的轨道周期变化都有可能是磁活动的结果。5、通过分析71颗有一条或一条以上完整光变曲线的相接双星，发现：（一）相接双星向小质量比的方向演化；（二）晚光谱型的相接双星具有更强的类太阳活动性。