Houdebine等人（2017：H17）将CaII数据与投影旋转速度（v sin i）相结合，以构建K-M矮星的旋转活动相关性（RAC）。RAC斜率用于论证发电机模式之间的转换发生在M2和M3之间的光谱类型处。H17提出发电机转变对应于完全对流转变（TTCC）。对GAIA数据的独立研究使Jao等人（2018）认为TTCC在M3.0V附近设置，接近H17结果。然而，在GAIA数据中导致TTCC签名的恒星的变化可能不会导致相同光谱类型的CaII发射的变化：后者也受到磁效应的影响，这取决于核心中对流的某些特性。在这里，我们使用钙II发射通量的样本中的~600 M的矮星，并试图缩小从一个发电机模式到另一个的过渡：而不是依赖于RAC斜率，我们量化的钙II发射通量如何随光谱类型的变化，以确定步骤中的通量显着减少在一个狭窄的光谱类型范围内。我们建议，发电机模式转换可能会缩小到M2.1和M2.3之间。这接近但早于Jao et al（2018）确定的TTCC位置。我们认为，发电机模式的转变可能与存在一个小的对流核心，发生在一个有限的时间间隔，在某些低质量的恒星。
英文摘要：
Houdebine et al (2017: H17) combined CaII data with projected rotational velocities (v sin i) to construct rotation-activity correlations (RAC) in K-M dwarfs. The RAC slopes were used to argue that a transition between dynamo modes occurs at a spectral type between M2 and M3. H17 suggested that the dynamo transition corresponds to a transition to complete convection (TTCC). An independent study of GAIA data led Jao et al (2018) to suggest that the TTCC sets in near M3.0V, close to the H17 result. However, the changes in a star which cause TTCC signatures in GAIA data might not lead to changes in CaII emission at an identical spectral type: the latter are also affected by magnetic effects which depend on certain properties of convection in the core. Here, we use CaII emission fluxes in a sample of ~600 M dwarfs, and attempt to narrow down the transition from one dynamo mode to another: rather than relying on RAC slopes, we quantify how the CaII emission flux varies with spectral type to identify steps where the flux decreases significantly across a narrow range of spectral types. We suggest that the dynamo mode transition may be narrowed down to between M2.1 and M2.3. This is close to, but earlier than, the TTCC location identified by Jao et al (2018). We suggest that the transition in dynamo mode may be related to the existence of a small convective core which occurs for a finite time interval in certain low mass stars.
Retarded Stellar Dynamo in Tidally Deformed M Dwarfs
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Chongqing University（重庆大学）
The Rotation-Activity Correlations in K and M dwarfs. II. New constraints on the dynamo mechanisms in late-K and M dwarfs before and at the transition to complete convection
Kilogauss magnetic fields from simulations of small-scale dynamo action in the convective envelope of a white dwarf
Istituto ricerche solari Aldo e Cele Daccò (IRSOL), Faculty of Informatics, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学信息学院太阳物理研究所）；Euler Institute, Università della Svizzera italiana (USI)（瑞士意大利大学欧拉研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Landessternwarte（海德堡大学天文中心州立天文台）；Institut für Sonnenphysik (KIS)（太阳物理研究所）；Department of Physics, The University of Warwick（华威大学物理系）
Auroral radio emission from late L and T dwarfs: A new constraint on dynamo theory in the substellar regime
我们用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA），以调查与大规模极光流相关的高度圆偏振无线电发射的存在。以前的调查涵盖了约60个L 6或更高的目标，在这个光谱范围内，只有一个检测。我们的样本包括先前检测到的T6.5矮星2 MASS 10475385+2124234以及5个新的目标，这些目标是由于H-α发射或光学/红外光度变化的存在而选择的，这些都是极光活动的可能表现。我们检测到2 MASS 10475385+2124234，以及我们的偏置样本中的5个目标中的4个，包括强IR变量SIMP J 01365662 +0933473和明亮的H-α发射体2 MASS 12373919+6526148，加强了这些不同波长的活动相关的可能性。无线电发射频率对应于每个矮星表面附近的下限磁场强度的精确测定，这个新的样本提供了强大的限制发电机理论在低质量的褐矮星制度。确认5/6个靶的磁场>2.5 kG。我们的研究结果提供了初步的证据表明，发电机在这种质量制度可能是不一致的预测值从最近提出的模型。在更高的射频上进行进一步的观测对于验证这一论断是必不可少的。
Probing the Influence of a Tachocline in Simulated M-Dwarf Dynamos
近年来，观测者发现，表现出显著磁活动的M星的比例从比光谱型M3.5更早（质量更大）的主序星的大约$10\%$（0.35 M $_\odot$）急剧转变为比光谱型M3.5更晚的恒星的接近$90\%$。后者通常旋转得相当快，表明不同的自旋下降历史。令人着迷的是，它也晚于M3.5，此时主序星完全对流，并且可能不再包含速度跃层，这是一个由日震学揭示的旋转剪切层，将辐射区（RZ）和对流区（CZ）分开。我们在这里转向更大质量的M星，研究这样一个层可能对它们内部动力学的影响。使用球形三维MHD模拟代码瑞利，我们比较的对流发电机内产生的快速旋转（1，2，4 $Ω_\odot$）M2（0.4 M $_\odot$）恒星的性能，与计算域要么终止于对流区的底部或允许过冲到底层的稳定区域。我们发现，速跃层是没有必要的组织在这些恒星的强环形花环的磁性，虽然它的存在可以增加平均场振幅的恒星自转速率的耦合。此外，在经历周期性循环的恒星中，我们发现速跃层的存在往往会使循环比其他情况下更长，更有规律。最后，我们发现，速跃层有助于提高表面极向场，并将它们组织成更大的空间尺度，这两者都提供了有利的条件，更快速的角动量损失通过磁化恒星风。
Intense but Harmless: Exo-Space Weather Around an M Dwarf with a Single-Hemisphere Dynamo
Peking University（北京大学）；National Space Science Center, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家空间科学中心）；Leibniz Institute for Astrophysics Potsdam（波茨坦阿斯特拉诺伊莱布尼茨研究所）；University of Massachusetts Lowell（马萨诸塞大学洛厄尔分校）；Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory（洛克希德·马丁太阳与天体物理实验室）；University of Potsdam（波茨坦大学）；Nanjing University（南京大学）
Cycle times of early M dwarf stars: mean field models versus observations
对早期M型恒星的观测表明有两个特征周期，一个是快转恒星的一年周期（$P_{\rm rot} < 1$天），另一个是慢转恒星的四年周期。对于一个快速旋转的恒星样本，从开普勒的数据中也可以知道赤道到极点的旋转速率差高达0.03 rad d $^{-1}$。平均场模型很好地再现了这些结果。这些模型预测的幅值的纬向流，从它的旅行时间从极赤道的对流区的早期型M星的底部可以计算。由于这些旅行时间总是超过观察到的周期时间，我们的研究结果不支持通量运输发电机。
The magnetic field strength of a methane dwarf measured from its radio spectral cutoff
ASTRON, The Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内库克天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
Cycle period, differential rotation and meridional flow for early M dwarf stars
最近的观测表明，存在两个依赖于自转周期的早型M星的特征周期时间。它们对于快速旋转的动物是一年的数量级（$P_{\rm rot}<1$天），对于慢速旋转的动物是4年的数量级。此外，从开普勒的快速旋转恒星的数据中可以得知，$δΩ$的旋转速率在赤道到极点之间的差异高达0.03 rad d $^{-1}$。这些数值在基于$Λ$效应的旋转对流区大尺度流动理论中得到了很好的再现。由此得到的纬向环流底值的振幅$u^{\rm m}$可以用来计算早型M星对流带底部从极到赤道的旅行时间。这些旅行时间强烈增加旋转周期，他们总是超过观察到的周期。因此，在早期的M矮星，其中的旅行时间必须总是短于周期的平流主导发电机的操作，是没有证实我们的模型，也没有数据。
Exploring the Role of a Tachocline in M-Dwarf Magnetism
M型恒星正在迅速成为寻找可居住的类地系外行星的最佳候选者，然而许多M型矮星表现出非凡的耀斑事件，这些事件会用电离辐射轰击其他可居住的行星。近年来，观测者发现，表现出显著磁活动的M星的比例从比光谱型M3.5更早（质量更大）的主序星的大约$10\%$（0.35 M $_\odot$）急剧转变为比光谱型M3.5更晚的恒星的接近$90\%$。暗示它也晚于主序星完全对流的M3.5，并且可能不再包含速跃层。使用球形三维MHD模拟代码瑞利，我们比较的峰值场强，拓扑结构和时间依赖性的对流发电机内产生的快速旋转（2 $Ω_\odot$）M2（0.4 M $_\odot$）明星，与计算域终止于对流区的底部或包括速跃层。我们发现，虽然这两种模式产生强大的（$\sim$ 10千克），花环状的环向场表现出极性反转，速跃层模型提供了一个进一步的水库的环向场，减缓了平均反转周期从100旋转到超过220旋转，并增加了近地表径向场的低阶模式的光谱功率的一个因素为4。
Towards a holistic magnetic braking model from the evolution of cataclysmic variables to stellar spin-down -- I: the spin-down of fully convective M-dwarfs
