hotchpotch/wikipedia-multilingual-ir-pairs huggingface dataset:
ウォルフ・ライエ星 概要
スペクトル中に水素の線が無いという特徴は、水素の外層を失っていることによる。また、ヘリウムや炭素、窒素の幅の広い輝線は、恒星風によって吹き飛ばされている電離したこれらの原子を含むガスから発せられる輝線が、ガスの運動速度が非常に大きいためにドップラー効果によって幅が広がっているものとして説明される。高光度青色変光星 (LBV) と同様に、ウォルフ・ライエ星の輝線には短波長側に幅の広い吸収線が存在する「P Cyg プロファイル」と呼ばれる特徴を持つものが多い。これは、観測者側方向の恒星風領域によって吸収される波長がドップラー効果によって本来の波長よりも短くなることによって起こされるもので、強力な恒星風と星周物質の存在を示唆している。このドップラーシフトから計測されるガスの速度は毎秒1,000 キロメートルにも達する。
ウォルフ・ライエ星は、そのスペクトル中の輝線の現れ方により、ヘリウムと窒素の輝線が強い WN型、ヘリウムと炭素の輝線が強いWC型、WC型の特徴に加えて酸素の輝線が強いWO型に分類される。水素の外層が失われたことで、CNOサイクルで作られた重元素が観測されるようになったものがWN型、さらに外層が吹き飛ばされてヘリウム燃焼層が直接見られるようになったものが WC型やWO型と考えられている。
ウォルフ・ライエ星は、大質量星の一生の末期の姿であり、最期は超新星爆発を起こすものと考えられている。水素の外層を持たないウォルフ・ライエ星の起こす超新星爆発は、スペクトルに水素の吸収線がないIb型かIc型で、ヘリウムの外層が残っているWN型やWC型が起こす超新星爆発はIb型、ヘリウムの外層がほとんど残っていないWO型はIc型の超新星爆発を起こすと考えられている。
既知のウォルフ・ライエ星の6割は連星系を成しており、伴星のほとんどがO型星またはB型星である。単独星のウォルフ・ライエ星のX線光度は可視光光度の1000万分の1程度であるのに対して、連星系では1000分の1にも達するものがある。これは、ウォルフ・ライエ星と伴星の恒星風が衝突することで発生する衝撃波によってX線が放出されているものと考えられている。
ウォルフ・ライエ星 観測史
1867年、シャルル・ウォルフとジョルジュ・ライエは、パリ天文台での観測中に、はくちょう座の領域にあるHD 191765、HD 192103、HD 192641の3つの星のスペクトル中に、連続スペクトルとは異なる、幅の広い輝線の帯があることを発見した。ほとんどの天体は、特定の周波数で光エネルギーを吸収する元素に覆われているため、そのスペクトル中に吸収線または吸収帯を持つだけであり、幅の広い輝線の帯を持つこれらの星は明らかに特異な天体であった。
ウォルフ・ライエ星のスペクトル中の輝線帯の性質は、その後数十年間謎のままであった。エドワード・ピッカリングは、この輝線は水素の異常な状態に起因するものとして理論化し、この「ピッカリング系列」の輝線は半整数の量子数が置換されたときのバルマー系列に似たパターンをたどっていることがわかった。後に、これらの線は1868年に発見されたヘリウムの存在に起因することが示された。ピッカリングは、ウォルフ・ライエ星のスペクトルと星雲のスペクトルの類似性に着目し、ウォルフ・ライエ星の一部または全てが惑星状星雲の中心星 (CSPNe, center stars of planetary nebulae) であるという結論に至った。
ウォルフ・ライエ星 観測史
1929年までに、輝線帯の幅はドップラー効果によるものであり、従ってこれらの星を取り囲むガスが視線方向に300 - 2,400キロメートル毎秒の速度で移動しているに違いないと考えられていた。結論は、ウォルフ・ライエ星は絶えずガスを宇宙空間に放出しており、星雲状ガスのエンベロープの膨張を引き起こしているということであった。観測された高速のガス放出を生み出す原動力は、恒星の放射圧である。ウォルフ・ライエ星型のスペクトルを持つ星の多くがCSPNeであることはよく知られていたが、明らかな惑星状星雲やその他の目に見える星雲とは全く関係のない多くのウォルフ・ライエ星があることも知られていた。
ヘリウムに加え、カーライル・ビールズは、ウォルフ・ライエ星のスペクトル中に炭素、酸素、窒素の輝線があることを明らかにした。1938年、国際天文学連合は、スペクトル中で窒素の輝線か炭素と酸素の輝線かのどちらが相対的に支配的であるかを基準として、ウォルフ・ライエ星をWN型とWC型に区分した。
1969年には、強いO VIの輝線を持ついくつかのCSPNeが新たな「O VI系列」あるいはOVI型としてとしてグループ化された。これらの星は後に典型的なウォルフ・ライエ星と区別して[WO]星と呼ばれるようになった。少し後に惑星状星雲と関連性のない似たスペクトルを持つ星が報告され、最終的に種族Iのウォルフ・ライエ星にもWO型の分類が採用された。
ウォルフ・ライエ星 分類
ウォルフ・ライエ星は、そのスペクトルにヘリウム、窒素、炭素、ケイ素、酸素の強く幅の広い輝線が含まれること、および水素の輝線が弱いか全く存在しないことに基づいて分類された。最初の分類法では、電離された窒素 (N III, N IV, N V) が支配的な輝線を持つ星と、電離された炭素 (C III, C IV) や酸素 (O III - O VI) が支配的な輝線を持つ星に分けられ、それぞれWN型とWC型と呼ばれた。WN型とWC型は、541.1nmのHe IIと587.5nmのHe I線の相対強度に基づいて、さらにWN5 - WN8とWC6 - WC8の温度系列に細分化された。電離された酸素の輝線が炭素の輝線より支配的となるような高温の星はWO型としてWC型と区別されているが、元素の構成に違いはないと見られている。正式には、WC型とWO型は、C  IIIの輝線の有無で区別されている。また、一般的にWC型のスペクトルには、WO型のスペクトルに強く見られるO VI線がない。
ウォルフ・ライエ星 分類
同じスペクトル分類でも、高温のWRのサブクラスは「早期型 (early, E)」、低温のサブクラスは「晩期型 (late, L)」として表される。WNEとWCEは早期型のスペクトルを、WNLとWCLは晩期型のスペクトルを示しており、その境界線はおよそ6か7の辺りとされる。なお晩期型のWO型星は存在しない。WNE星は水素が少ない傾向が強く、WNL星のスペクトルには水素線が含まれていることが多い。
ウォルフ・ライエ星 分類
WN型のスペクトル系列は、さらにWN2 - WN9へと拡張され、その定義もN III線における463.4 - 464.1 nmと531.4 nm、N IV線における347.9 - 348.4 nmと405.8 nm、および V線における460.3 nm、461.9 nm、493.3-494.4 nmの、相対的な強さに基づいて洗練された。これらの線はヘリウム輝線が強くまた変動している波長領域から外れており、線の強度は温度とよく相関している。WN2 - WN5の星は「早期型 (early) 、WNE」、WN7 - WN9の星は「晩期型 (late) 、WNL」に分けられる。WN6は早期と晩期の両方に跨っている。WN型とOfpe型との中間的なスペクトルを持つ恒星はOfpe/WN9と分類されてきたが、WN10やWN11というクラスが使われることもある。水素の輝線が存在するWN星には h、水素の輝線と吸収線が共に存在するWN星には ha の接尾辞が使われることもある。
ウォルフ・ライエ星 分類
水素を持たない晩期型WN星や、WN5のように水素を持つWN星も存在するが、以前はまとめてWNL星と呼ばれていた。スペクトルに水素線を持つ晩期型のWN星は水素を持たないウォルフ・ライエ星とは異なる進化のステージにあるとする理解が進んだことから、これらの星を一般のWN星と区別するためにWNh型という用語が導入された。現在知られている質量の大きな恒星の多くがWNh型星であり、例えばR136a1やNGC 3603-A1などにはスペクトルに水素の線が見られる。このことは、これらの恒星がウォルフ・ライエ星としての性質を持ちながらも、水素の外層が存在する比較的若い星であることを示唆している。このような若いWN型ウォルフ・ライエ星には、典型的なWN型と区別するためにWNh型という分類が用いられる。
WNha型のウォルフ・ライエ星は、若く大質量の星団で観測される。「ha」という接尾辞は、水素が吸収線と輝線の両方で見られることを示す。これらの星は、標準的な分光学的な観点からするとWN型の中・晩期の特徴を持つが、実際にはヘリウム燃焼の段階にある典型的なWN星ではなく、比較的早い進化段階にあって強い恒星風を発している大質量のO型星であると考えられている。その初期質量は65 - 110太陽質量にも及ぶ大質量星にも及び、現段階でも中心核では水素核融合が続いているとされる。
ウォルフ・ライエ星 分類
似たような表面温度を持つO型星とウォルフ・ライエ星との区別は、電離されたヘリウム、窒素、炭素、酸素の強い輝線があるかどうかにかかっているが、スペクトルの特徴が中間的であったり、紛らわしかったりする星も数多くある。例えば、高光度のO型星ではヘリウムや窒素の輝線が見られるのに対して、一部のウォルフ・ライエ星では水素の輝線や弱い輝線、さらには吸収成分が見られるものもある。これらの星には、O3 If*/WN6のようなスペクトル型が与えられ、「Slash star」と呼ばれている。
O型の超巨星は、ヘリウムや窒素の輝線や吸収線の輝線成分を発生させることがある。これらは、この型の星に特有のスペクトル特異性を表す接尾辞で示される。
ウォルフ・ライエ星 分類
これらの接尾辞は、pやaなどの一般的なスペクトル型修飾子と組み合わせることもできる。一般的な組み合わせとして、OIafpe や OIf*、Ofpe などがある。1970年代には、純粋に吸収線を持つO型から一義的なウォルフ・ライエ星までスペクトルの連続性が存在することが認識されていたが、一部の中間星にO8Iafpe か WN8-aかどちらのスペクトル型が与えられるべきかははっきり決められていなかった。この状況に対処するため、スラッシュ表記が提案され、例えば Sk−67°22 には O3If*/WN6-A というスペクトル型が割り当てられた。OIf*、OIf*/WN と WN型 を区別する基準は一貫性を持つように改善された。Slash star分類は、HβにP Cygniプロファイルが見られるときに使われる。Hβ線は、O型超巨星では吸収線として、WN星では輝線として現れる。
Slash star のスペクトル型は、各タイプの標準星を基に、窒素の463.4 - 464.1 nm、405.8 nm、と 460.3-462.0 nm の輝線を基準として決められる。
ウォルフ・ライエ星 分類
Ofpe/WN星には、別のSlash star用のスペクトル型が使われている。これらの星は、O型超巨星のスペクトルに加えて、窒素とヘリウムの輝線とP Cygniプロファイルを持っている。あるいは、電離レベルが異常に低く、水素があるWN星と考えることもできる。これらの星のスラッシュ表記は議論の的になっており、ウォルフ・ライエ星の窒素系列をWN10とWN11に拡張するという代替案もあった。別の著者はWNha表記を好んで使い、例えばWR 108はWN9haとした。最近の推奨は、447.1nmのHe i線が吸収線である場合は O8Iaf のようなO型スペクトルを使用し、線がP Cygniプロファイルを持っている場合には WN9h または WN9ha のWN型を使用することである。しかし、Ofpe/WNのスラッシュ表記やWN10、WN11の分類は現在でも広く使われている。
ウォルフ・ライエ星 分類
O型星とウォルフ・ライエ星の両方の特徴を含むスペクトルを持つ星の第三のグループが確認された。大マゼラン雲にある9つの星が、WN3とO3Vの両方の特徴を含むスペクトルを持っているが、連星系のようには見えない。小マゼラン雲にあるウォルフ・ライエ星の多くは、かなり初期のWNスペクトルと高い励起吸収スペクトルを持っている。これらは、典型的なWN星に繋がるミッシングリンクであるか、低質量の伴星による潮汐剥離の結果であるか、いずれかの可能性が示唆されている。
WC型のスペクトル系列は WC4 - WC11 に拡張されたが、いくつかの古い論文では WC1 - WC3 も使用されていた。WCのサブタイプを区別するために使用される主な輝線は、C II (426.7 nm) 、C III (569.6 nm)、C III/IV (465.0 nm) 、C IV (580.1-581.2 nm)、および O V（および O III）ブレンド (557.2-559.8 nm) である。WC10とWC11を含む形で系列が拡張され、サブクラスの基準は主に、炭素と酸素の存在量のばらつきに関係なく電離度に依存して決まる炭素線の相対的な強さに基づいて定量化された。
WO星では、C IV (580.1 nm) 、O IV (340.0 nm) 、O V（およびO III）ブレンド (557.2-559.8 nm) 、O VI (381.1-383.4 nm) 、O VII (567.0 nm) 、O VIII (606.8 nm) が主な輝線として用いられている。この系列はWO5型を含むように拡張され、O VI/C IVとO VI/O Vの相対強度に基づいて定量化された。後に、典型的なウォルフ・ライエ星から惑星状星雲の中心星 (CSPNe, center stars of planetary nebulae) にわたって矛盾のないようにスキームが再設計され、WO5のクラスを廃止しWO1からWO4までの系列に戻され、区分が調整された。
最新の詳細な研究により、主となるスペクトル分類に以下の接尾辞を付けることで、スペクトルの特徴を追加して示すことができるようになった。
ウォルフ・ライエ星のスペクトル分類は、密度の高い星雲やダスト、連星系の伴星などとの関連性が高いため、複雑なものとなっている。"+OB" という接尾辞は、より普通の伴星による吸収線の存在を示すために用いられ、起源不明の吸収線の存在には "+abs "が用いられている。
惑星状星雲の中心星 (CSPNe) のスペクトル型は、角括弧で囲んで示す (例: [WC4] )。これらはほとんどがWC系列で、既知の[WO]星は、炭素系列のホットな延長線上にある。また、最近発見されたばかりの[WN]型や[WC/WN]型も少数ながら存在する。これらの星の形成メカニズムはまだ明らかになっていない。CSPNe の表面温度は、種族IのWR星に比べて両極端な傾向があるため、[WC2]や[WC3]がよく見られる一方で、その系列は[WC12]にまで拡張されている。[WC11]と[WC12]は輝線が細く、He IIとC IV線がない特徴的なスペクトルを持っている。
ピーク光度を迎える前に観測された超新星の中には、WRスペクトルを示すものがある。これは、超新星爆発によって生じる、急速に膨張するヘリウムリッチな放出物が、極端なウォルフ・ライエ星の恒星風とよく似ていることによるものである。WRスペクトル的な特徴は数時間しか続かず、高電離の状態は光度最大になるとフェードアウトし、弱い中性水素とヘリウムの輝線だけが残り、伝統的な超新星スペクトルに置き換わる。これらのスペクトルには、"XWN5(h)" のように "X "のラベルを付けることが提案されている。古典新星もまた、ウォルフ・ライエ星のような広い輝線帯からなるスペクトルを形成する。これは超新星と同じ物理的メカニズム、すなわち、非常に高温の中心天体の周りで密度の高いガスが急激に膨張することによって引き起こされている。
ウォルフ・ライエ星 特徴
ウォルフ・ライエ星は、超大質量星の進化の正常な段階であり、ヘリウムと窒素（WN系列）、炭素（WC系列）、酸素（WO系列）の強く幅の広い輝線が見られる。その強い輝線のため、近傍の銀河でも確認することができる。我々の天の川銀河には約500個のウォルフ・ライエ星がカタログ化されている。銀河平面上にあるこの種の天体の発見に特化した近赤外線での光学的・分光学的サーベイの結果、2010年代にこの数は劇的に増加している。局所銀河群の他の銀河では、大小マゼラン雲で166個、さんかく座銀河で206個、アンドロメダ銀河で154個と、合計1,000個に満たないと予想されている。局所銀河群以外の銀河では、全銀河のサーベイによって数千個のウォルフ・ライエ星やその候補天体が見つかっている。例えば、M101では、21等から25等の範囲で1,000個以上のウォルフ・ライエ星が検出されている。ウォルフ・ライエ星は、特にスターバースト銀河やウォルフ・ライエ銀河に多いと考えられている。
この特徴的な輝線は、非常に高温の光球を包んでいる高密度で高速の恒星風領域で形成される。この領域では溢れるように紫外線が生じ、輝線形成風域に蛍光を発生させる。この放出過程では、最初にCNOサイクルで水素が燃焼して生じる窒素に富んだ生成物（WN型）、次いでヘリウム燃焼で生じる炭素に富んだ層（WC型やWO型）が、次々と露わにされていく。
ウォルフ・ライエ星 特徴
WNh星は、水素を欠くWN星とは全く異なる天体であることがわかる。スペクトルが似ていることを除けば、WNh星はより重く、より大きく、既知の恒星で最も明るい星々である。天の川銀河内のWNh星は、大小マゼラン雲のWNh5星とほぼ同じくらい早い時期に発見されている。WNh星のスペクトルに見られる窒素は、CNOサイクルで核融合されたものが、中心核の水素核融合の段階で自転と対流による混合によって恒星の表面に浮き上がってきたものであり、中心核でヘリウム核融合が始まった段階で外層が失われたものではない。
いくつかのWC星では、特に晩期型では、ダストの生成が目立っている。これは通常、連星系で見られる特徴であり、よく知られた連星系WR 104のように、ペアとなる星同士の恒星風が衝突して生じるものである。しかしながら、この過程は単独星にも見られる。
ウォルフ・ライエ星 特徴
惑星状星雲の中心星のおよそ1割は、通常は0.6 M☉程度と軽い質量しか持っていないにもかかわらず、観測上はWR型の特徴（ヘリウム、炭素、酸素の幅の広い輝線）を示すものがある。[WR] と呼ばれるこれらの天体は、進化した低質量星の末裔であり、WR型の大半を占める非常に若く質量の大きな種族Iの恒星ではなく、白色矮星に近い天体である。これらの天体は、現在では一般的にウォルフ・ライエ星と呼ばれるクラスから除外されており、「ウォルフ・ライエ型星 (
Wolf-Rayet-type star)」と呼ばれている。
ウォルフ・ライエ星の数や性質は、その前駆星の化学組成によって異なる。この違いの主な原因は、金属量の違いによる質量損失の比率である。金属量が高いほど質量損失が大きくなり、大質量星の進化とウォルフ・ライエ星の性質にも影響を与えることとなる。質量損失が大き過ぎると、鉄の中心核が成長して崩壊する前に外層が失われてしまうため、質量の大きな赤色超巨星は超新星として爆発する前に高温に戻ってしまい、最も質量の大きな恒星ではその進化の過程で赤色超巨星に進化することはない。ウォルフ・ライエ段階では、質量損失が大きくなると、対流コアの外側の層の消耗が激しくなり、表面の水素の存在量が減少し、ヘリウムがより急速に剥がれ落ちてWC型スペクトルを見せるようになる。
ウォルフ・ライエ星 特徴
このような傾向は、局所銀河群の様々な銀河で観測されており、天の川銀河内では太陽系に近いレベル、アンドロメダ銀河ではやや低いレベル、大マゼラン雲ではさらに低いレベル、小マゼラン雲でははるかに低いレベルと、金属量にばらつきが見られる。個々の銀河の中でも金属量の違いが見られ、さんかく座銀河と天の川銀河では銀河の中心に近い方が高い金属量を示し、アンドロメダ銀河では銀河ハローよりも銀河円盤の方が高い金属量を示している。また、小マゼラン雲は恒星形成率に比べてウォルフ・ライエ星が少なく、WO星1つを除いてWC星が全くないのに対し、天の川銀河はWN星とWC星の数がほぼ同数で、ウォルフ・ライエ星の総数が多く、その他の主要な銀河ではWC星よりWN星のほうが多く、ウォルフ・ライエ星の総数がやや少ない。大マゼラン雲と、特に小マゼラン雲のウォルフ・ライエ星は輝線が弱く、恒星大気中の水素比率が高くなる傾向がある。小マゼラン雲のウォルフ・ライエ星はそのほとんどが、恒星風が弱くその光球を完全に隠し切れていないため、早期型スペクトルの星でも水素の輝線や吸収線まで示す。
ウォルフ・ライエ星 特徴
赤色超巨星期を経てWNL星に戻ることができる主系列星の最大質量は、天の川銀河では約20 M☉、大マゼラン雲では32 M☉、小マゼラン雲では50 M☉以上と計算されている。より進化したWNE星とWC星の段階は、太陽系近辺の金属量では初期質量が25 M☉以上、大マゼラン雲では60 M☉以上の星でしか到達しない。通常の単独星の進化では、小マゼラン雲の金属量ではWNE星やWC星は生まれないと予想されている。
質量損失は、恒星の自転速度に影響を受け、特に金属量が少ない場合はより大きな影響を受ける。自転速度が速いと、核融合の生成物が恒星内部で混合され、重元素の表面存在量が増加し、質量損失が促進される。自転は、自転していない恒星よりも長く主系列に留まらせ、赤色超巨星からより早く進化させ、大質量、高金属量、高速自転の恒星の場合には直接ウォルフ・ライエ星へ進化させることさえある。
恒星の質量が失われると角運動量も失われるため、大質量星の自転に急速にブレーキをかける。太陽に近い金属量の超大質量星は、主系列上にある間はほとんど停止した状態となるが、小マゼラン雲の金属量では、観測された中で最も質量の大きな星でも高速自転し続けることができる。このような大質量星の高速自転が、小マゼラン雲のウォルフ・ライエ星の意外な性質や数、例えば比較的高い温度や光度などの要因となっている可能性もある。
連星系の大質量星は、恒星風による質量損失ではなく、伴星による剥ぎ取りによってウォルフ・ライエ星に成長することがある。この過程は、個々の星の金属量や自転の影響を比較的受けず、全ての局所銀河群の銀河で一貫してウォルフ・ライエ星を生成することが予想される。結果として、連星系から生成されるウォルフ・ライエ星の割合、つまり連星に存在するウォルフ・ライエ星の数は、低金属量の環境ではより多くなると考えられる。計算によると、小マゼラン雲で観測されたウォルフ・ライエ星の連星率は98％にもなるが、大質量の伴星を持つことが実際に観測されたものは半分以下である。天の川銀河の連星率は約20％と、理論的な計算結果と一致している。
ウォルフ・ライエ星 主系列からの進化
ウォルフ・ライエ星がどのようにして形成され、成長し、そして死ぬのかについての理論は、普通の恒星進化論に比べて研究が遅れている。ウォルフ・ライエ星は、その存在自体がまれであり、遠くにあり、しばしば覆い隠されており、21世紀になってもその生涯に数多く不明瞭な点が残されている。
ウォルフ・ライエ星は、19世紀以来、普通ではない特徴的な星のクラスとして明確に認識されてきたが、20世紀末まで、その性質はよく知られていなかった。1960年代以前は、その分類さえも非常にあやふやで、その性質と進化は本質的に理解されていなかった。惑星状星雲の中心星 (CSPNe) と、それよりはるかに明るい典型的なウォルフ・ライエ星の外観が非常によく似ていることが、この不確実性を助長していた。
ウォルフ・ライエ星 主系列からの進化
1960年頃までには、CSPNeと大質量の明るい典型的なウォルフ・ライエ星との区別がより明確にされた。研究の結果、CSPNeは小さく密度の高い星で、その周囲を広範囲に星周物質が取り囲んでいることがわかったが、その物質が星から放出されたのか、それとも星の表面に向かって収縮しているのかはまだ明らかになっていなかった。窒素、炭素、酸素の異常なほどの豊富さと水素の欠如は認識されていたが、その理由は依然不明のままであった。ウォルフ・ライエ星が非常に若く、非常に珍しい星であることは認識されていたが、それらが主系列に向かって進化しているのか、それとも主系列から離脱しているのかはまだ議論の余地があった。
1980年代までに、ウォルフ・ライエ星は大質量のOB星が進化した姿として受け入れられたが、主系列や他の進化した大質量星との関係での正確な進化の状態はまだ不明であった。 大質量連星にウォルフ・ライエ星が多く存在し、その水素の欠乏は重力的に剥離されたものであるとする説は、ほとんど無視されたり、放棄されたりしていた。ウォルフ・ライエ星は超新星、特に新しく発見された、水素を欠くが若い大質量星と関連している可能性がありそうな、Ib型超新星の前駆天体ではないかと提案されていた。
ウォルフ・ライエ星 主系列からの進化
21世紀に入る頃には、ウォルフ・ライエ星は、核の水素を使い果たし、主系列から離れ、恒星大気の大部分を放出し、ヘリウムの小さな熱い核と重い核融合生成物を残した大質量星として大方受け入れられるようになった。
2010年代には、典型的な種族Iの恒星であるほとんどのウォルフ・ライエ星は、大質量星が進化の過程で経る通常の段階であると理解されている。この過程は、赤色超巨星や青色超巨星の段階を経た後か、超大質量の主系列星から直接か、いずれかの形で訪れる。質量の小さな赤色超巨星だけがウォルフ・ライエ星に至る前に超新星爆発を起こすと予想されており、質量の大きな赤色超巨星は恒星大気を放出して高温に戻る。黄色超巨星や高光度青色変光星の段階で超新星爆発を起こすものもあるが、多くはウォルフ・ライエ星に至る。これらの星は、水素のほとんどを失ったり、核融合したりしており、現在は中心核でヘリウムやより重い元素を、寿命の終わりのごく短い期間だけ核融合している。
ウォルフ・ライエ星 主系列からの進化
大質量の主系列星は、非常に高温のコアを作り、CNOサイクルによって急速に水素を融合させ、星全体に強い対流をもたらす。この対流によってヘリウムが表面に混合され、このプロセスは自転によって増強され、コアが表面よりも高速の自転をする差動自転によって増強されうる。また、このような星では、非常に若い年齢で表面の窒素の増加が見られるが、これはCNOサイクルによる炭素と窒素の割合の変化によるものである。恒星大気中の重元素の増加と輝度の上昇によって強い恒星風が発生し、それが輝線スペクトルの原因となっている。これらの星は、十分に高温になるとOf*と呼ばれるスペクトルを形成し、恒星風がさらに強くなるとWNhスペクトルとなる。このことから、WNh星の質量と光度の高さが説明できる。これらの星は、コアの水素が枯渇してくると、やがて高光度青色変光星に成長するか、あるいは混合が十分に効率的に行われていれば (例えば、急速な自転によって)、水素を持たないWN星に直接進化するかもしれない。
ウォルフ・ライエ星は、白色矮星へと衰えていくのではなく、より激しい結末を迎える可能性が高い。そのため、初期の質量が太陽の9倍以上ある星は、必然的に超新星爆発を起こすこととなり、その多くはウォルフ・ライエ星の段階で起こる。
ウォルフ・ライエ星 主系列からの進化
ウォルフ・ライエ星が低温から高温に進化し、最終的にWO星となる、という単純な進化の流れは、観測結果から支持されていない。WO星は非常に珍しい存在で、一般的なWC星よりも光度も質量も比較的大きいことが知られている。他の説明として、WO星は最大級の大質量星からのみ形成される、あるいはWC期のヘリウムコア燃焼に対してWO期はそれ以降の元素核融合に相当し、爆発するまでに数千年という非常に短い終末期の段階にある、あるいはそれら両方である、などが出されている。WO型スペクトルが純粋に高温での電離効果の結果なのか、実際の化学組成の違いを反映しているのか、程度の差はあれど両方の効果が生じているのか、未だ明らかになっていない。
略称の解説:
ウォルフ・ライエ星 主系列からの進化
ウォルフ・ライエ星は大質量星から形成されるが、ウォルフ・ライエ星としての姿を見せるまでの間に、進化した種族Iの星は初期質量の半分以上を失う。例えば、ほ座γ2 Aは、現在太陽の9倍程度の質量であるが、誕生時は少なくとも40M☉の質量を持っていたとされる。高質量星は、形成される頻度が低く、寿命が短いため、非常に珍しい星である。このことは、ウォルフ・ライエ星自体が、最も質量のある主系列星からしか形成されず、ウォルフ・ライエ星である期間が大質量星の一生の中でも比較的短いフェーズであることから、極めて珍しい存在であることを意味している。これはまた、Ib/Ic型超新星がII型に比べて一般的ではない理由でもある。
WNh型星は、分光学的には似ているものの、実際には恒星大気を放出し始めたばかりの進化の浅い星であり、例外的に初期質量の多くを残している。既知の質量最大級の恒星は、O型主系列星ではなくWNh型星である。このような星は、星が形成されてから数千年後、おそらく周囲のガス雲を通して見えるようになる前までに、ヘリウムと窒素を表面に見せるようになる、というのが想定される状況である。別の説明としては、これらの星は質量が大き過ぎて通常の主系列星としては形成できないため、より極端過ぎないサイズの星が合体して生まれた結果である、とするものもある。
観測されたウォルフ・ライエ星の数や種類を単独星の進化だけでモデル化することが困難であることから、連星の重力相互作用によって起こされる質量交換が星の外層の損失を加速させることでウォルフ・ライエ星を形成するという説が有力視されている。WR 122 は、約3兆 キロメートル（約2,000天文単位）もの幅を持つ平らな円盤状のガスが恒星を取り囲んでおり、主星の外層を剥ぎ取った伴星が存在する可能性がある。
多くのIb型/Ic型超新星の前駆天体はウォルフ・ライエ星ではないかと疑われているが、決定的な証明には至っていない。
Ib型超新星のスペクトルには水素線がない。より一般的なIc型超新星は、水素線とヘリウム線の両方を欠いている。このような超新星の前駆天体として期待されているのは、外層に水素がないか、水素とヘリウムの両方がない大質量星である。ウォルフ・ライエ星はまさにそのような天体である。すべてのウォルフ・ライエ星は水素を欠いており、WO型に至ってはヘリウムも強く欠乏している。ウォルフ・ライエ星は鉄の中心核を生成したときにコア崩壊を起こすと予想されており、その結果として生じる超新星爆発はIb型やIc型になると考えられている。場合によっては、鉄のコアが崩壊して直接ブラックホールになり、目に見える爆発が起こらない可能性もある。
ウォルフ・ライエ星はその高温のために非常に明るいが、特に超新星の前駆天体となるような高温のものでは、視覚的には明るくない。理論的には、これまでに観測されたIb/Ic型超新星の前駆天体は、検出できるほど明るくはないと考えられ、それらの前駆天体の性質に制約をかける。超新星iPTF13bvnの位置で消えてしまった前駆天体は、単独のウォルフ・ライエ星である可能性もあるが、他の解析では、外層を剥ぎ取られた星や強ヘリウム星などより小ぶりの大質量連星系のほうがもっともらしいとされる。他にウォルフ・ライエ星が前駆天体となった可能性のある超新星はSN 2017einだけであり、前駆天体が単独のウォルフ・ライエ星なのか、それとも連星系なのかは不明である。
ミサワホーム
ミサワホーム株式会社（MISAWA HOMES CO., LTD.）は、住宅の設計・製造・販売・施工を行っている日本のハウスメーカー・不動産会社である。創業者は三澤千代治。上場銘柄としての略称は、ミサワホームホールディングス時代の同略称を継承し、ローマ字表記の「MISAWA」となっている（旧ミサワホーム時代は「ミサワ」）。
2015年1月には、約10年ぶりに自社ブランドによるマンション分譲に再参入することが明らかとなり、2020年までに首都圏を軸に10棟前後を建設した上で、戸建て依存の経営から脱却を図りたいとしている。
みどり会の会員企業であり三和グループに属している。
ミサワホーム 概要
1967年に創業した住宅メーカーで、創業時から独自の木質パネル接着工法による工業化住宅を主に供給しており、2020年代からは戸建住宅や集合住宅などを建設する新築請負事業のほかにストック事業、まちづくり事業、海外事業を展開している。2020年1月からトヨタ自動車とパナソニックが住宅事業を統合して設立した合弁会社プライム ライフ テクノロジーズの連結子会社になっており、同社の連結子会社にはミサワホームのほか、トヨタホーム、パナソニック ホームズなどがある。新築請負事業において、首都圏および東海3県のエリアでは直営販売し、その他エリアには100％子会社のディーラーを置き、沖縄をのぞく全国で販売している。リフォームについても、前述の販売ディーラー、あるいはリフォーム専門の100％子会社を置いて全国展開している。
ミサワホーム 沿革
1964年 - 6月16日に新潟地震発生。マグニチュード7.5、全半壊家屋約8,500棟という被害状況において、ミサワホーム建造物は基礎の一部分が破損したのみに留まり、本体は無傷という結果だった。これにより大蔵省関東財務局から「災害復興住宅」として承認される。 東京都新宿区西武新宿駅前に常設展示場「プレハム住宅年間展示場」を開設。  全国の代理店を新たに140社設置する計画を発表。
アラビア半島アブダビ首長国にホームコアによる石油開発関連者用居住棟を建設。 一般ユーザー対象の住宅設計競技を開始。 東京・晴海の日本建築センターにて実施されたホームコア建設実験の様子がTBSテレビで放映される。  大阪支店開設。
1969年 - ヘリコプターで構造体ごと運輸し現場に設置するだけで建造物が完成する「完全プレハブ」の完成を目指し空輸実験が実施される。しかし、運輸局から許可がおりず実用化不可となる。 全国のデベロッパーと提携し、建築における各セクションをそれぞれの専門企業が担当するタイアップ分譲「ミサワホームランド」を販売開始。総合研究所が設置される。ホームコアが日本建築センターの審査に合格し発売が可能となる。東京・晴海で開催された「’69ホームフェア」に出展。新聞・雑誌にて「未来の住宅“ミサワホームコア”プレゼント」企画を掲載。
ミサワホーム 沿革
1970年 - 全国各地にて指定工務店を対象に一週間の期間を設け「工事スクール」を開講。施行・品質管理徹底に向け「SW（Steady Work）運動」を開始、その後役員で構成された「製品改良室」が設置される運びとなった。1969年の空輸実験の際につくられた建造物を元に製作された住宅「ヘリコ」が大阪万博博覧会に出展される。支店を福岡・札幌・東京に開設。「寒冷地住宅」を発表、東北地方での販売を開始する。
1971年 - 東京証券取引所第二部に株式上場。 総合研究所内に「省エネルギー研究チーム」発足。同時期に同研究所内に「新素材開発プロジェクトチーム」が発足された。「フリーサイズF350」が建築基準法第38条規定に基づく認定を取得し、「ホームコア」とともに住宅金融公庫の融資承認住宅として承認を受ける。「国際事務室」開設後、アメリカケンタッキー州など海外の住宅展覧会に参加。三澤千代治が社長に就任。本社が新宿東口駅前に移転。
ミサワホーム 沿革
1972年 - 大阪証券取引所第二部に株式上場。 建築省、通産省、日本建築センターの共同主催によって開催された「パオロットハウス技術考案競技」にて「ホームコア350」が入選。 完全保証の制度化を目的とした「AM（アフターサービスメンテナンス）体制」を発足。リフォームの効率化に向け「ホームメカ」を開発し、第2回国際ＧＬショーに出展。新素材「PALC（Precastable・Autoclaved・Lightweight・Concrete）を開発。静岡県安倍川付近に宿泊施設等を兼ねた技術研修所を開設。カナダに現地法人「ミサワホーム・オブ・カナダ」を設立。同年、マニトバ州ウィニペグにパネル工場設置のほか、州政府からの発注によりタウンハウス等住宅建設を実施。台風20号による愛知県の被害を受け、現地のミサワホーム被害建物の復旧とともに施工方法改良を実施。
ミサワホーム 沿革
1973年 - 業界初の独立研究機関「（株）ミサワホーム総合研究所」を設立。ホームメカが通産省工業技術院の重要技術開発費補助金交付対象となる。全国各地の地元建材店を対象に新たな流通機構開拓に向け「SS建材制度」を開始。昭和電工株式会社と提携。建設省主催で開催された「芦屋浜高層住宅プロジェクト提案競技」に折りたたみユニット工法を申請したところ優秀提案賞を受賞。カナダ、アメリカの現地法人にて自社工法申請を行ったところ、住宅関連団体・政府関連機関の審査を経て許可が下りる。これにより、アメリカ都市開発デベロッパーと合併し「ミサワホームズ・オブ・アメリカ」の設立が可能となる。その後、ハワイ・コナ島にてリゾート住宅建設を開始。長野県松本市内の工業団地に全自動パネル生産ラインを有する「松本工場」が完成。
1974年 -  4月、9月に中堅パネル工法、大型パネル工法によって製造された複数の商材が建設省による「工業化住宅性能認定制度」を取得。元第一次南極観測越冬隊長・西堀栄三郎氏が総合研究所の理事に就任。品質向上委員会を設置。ロゴマークデザイン変更。「全国ミサワ会」発足、初代会長に多摩中央ミサワホーム社長が就任。三段階の増改築システムを有する「ホームイング」開発。
ミサワホーム 特徴
木質パネル接着工法で、工場生産された木質の両面パネル（誤差0.2mm以内の精度）を『木の細胞どうしを合着させる高分子接着剤』と『引き抜き耐力が普通の釘の2倍のスクリュー釘』という接合で組み合わせ、6面の構造体の間で隙間のない真のモノコック構造にすることで、外力をうまく分散する高剛性の家としている。
最近では従来の高剛性/耐震構造に加え、反復する地震（余震）の状況下においても、壁紙のゆがみまで抑制する為に、次世代制振装置「MGEO（エムジオ）」を発表、都心部や狭小地等、従来の免震装置の適用できない地域においても高水準の耐震/制震住宅の建築を可能にしている。
また、近年は多様化する顧客の要望に応えるために、木質パネル接着工法だけではなく、木造軸組構法、2×4（ツーバイフォー）工法、鉄骨軸組工法、RC工法等の工法にも取り組み、住宅だけではなく商業建築の部門にも進出している。
ミサワホーム 特徴
センチュリーハウジングシステムにより、国の認定機関から100年住宅として認められている。
また、1968年より南極の昭和基地の建設にも携わり、昭和基地のほとんど（延べ約5,000m2/1,512坪/34棟）がミサワホームであり、極地の劣悪な環境下（最低気温-45℃・風速60m/秒）で最長の建物で40年間建っている。なお、その建物の一部は日本に持ち帰られ、ミサワホーム総合研究所（東京都 杉並区 高井戸）において展示されている。
南極で吹く風の風速は60m/秒 が吹き続けるような環境、かつ、氷が地盤という不安定な中で建物が成立しているため、非常に歪み難いという言葉が当てはまる。
バウハウスのデザインの考えに共感し、その根幹の考えを主としたデザイン。
また、バウハウス出身の建築家やデザイナーの作成した作品をミサワバウハウスコレクションとして収蔵、公開する事で後進の啓蒙活動にも取り組んでいる。
2021年まで、32年連続でグッドデザイン賞を得ている。
代表的な建物として、1996年にグッドデザイン大賞を得た『GENIUS 蔵のある家』がある。
2021年まで、15年連続でキッズデザイン賞を得ている。
ミサワホーム 特徴
また住宅ではないが、1988年から、世界の偉⼈たちが⼿紙や⽇記などに残したサインや数字を収集しデザインしたカレンダー「偉⼈筆跡カレンダー」を作成している。同シリーズは全国カレンダー展で2021年まで、10年連続で部門賞の金賞を得るなど、21度にわたって賞を得ている。世界の音楽家の筆跡を集めた1989年のカレンダーでは、全国カレンダー展最高位の通商産業大臣賞とあわせて西ドイツの「国際カレンダー展」でも最高位の金賞を得た。
ミサワの特徴の一つとして「蔵」がある。これは例えば1階と2階の間に高さ140cm程のフロアをつくり、大収納空間を実現させたものである。この「蔵」部分は2階床面積の50パーセントまでならば容積率に含まれないため、建築制限が厳しい土地でも可能であり、階層の間にこの「蔵」が入るため、上下間の遮音効果ともなり、また通常の2階建てよりも高さのある家となる。法規上、居室とは認められないが、収納だけでなく書斎などに利用する建築主もおりバラエティーに富んだ利用方法が可能である。
ミサワホーム 特徴
2017年に、まちづくり事業のブランド「ASMACI（アスマチ）」を新設して展開している。医療・介護・子育て支援を中心に社会的課題の解決に向けた複合開発や地域の高齢化に対応したコンパクトシティ型の不動産開発など、未来を見据えたまちづくりに取り組むという事業コンセプトで、「明日」や「未来」をイメージさせる「AS（アス）」の文字を使用している。
ASMACIブランド第一弾で、2018年3月に完成した複合商業施設。ミサワホームが移転のサポートをした病院に隣接して建設し、施設には、低層階に調剤薬局一体型コンビニエンスストアや銀行ATM、小児科クリニック、浦安市の地域包括支援センター、認可保育所、病児・病後児保育室などが設置された。上層階は家族向け、高齢者向けの賃貸住宅になっている。
ASMACI浦安に隣接する病院が移転した跡地に、2020年3月に完成した医療介護複合施設。施設には、介護付有料老人ホーム、自立支援特化型デイサービス、居宅介護支援、訪問サービス（介護・看護・リハビリ・鍼灸）、調剤薬局、そして移転した病院のサテライトクリニックが設置された。
ASMACI浦安富岡と同時期に、「ASMACI浦安」および移転した病院に隣接して完成したシニア向け分譲マンション。ミサワホームは「ASMACI浦安」と「ASMACI浦安富岡」、「LUMISIA浦安舞浜」まで含めて「ASMACI浦安プロジェクト」としており、医療と介護が連携して一体となった支援の提供ができることを特徴としている。
2021年3月に完成した医療介護複合施設。PFI事業によって老朽化した保育園・職員住宅・看護師寮を解体、跡地に公共施設と民間施設を複合開発する「藤沢市藤が岡二丁目地区再整備事業」により整備された。施設には、小規模多機能型居宅介護施設、小児科クリニック、歯科クリニック、調剤薬局が設置された。
ミサワホーム 不祥事・問題
2013年11月15日、全国1道8県の木造住宅計1619棟で、屋根裏や壁の強度を高める石こうボードを設置していない疑いがあると発表した。建築基準法に基づき国が認定した独自の工法通りに建築せず、屋根や壁の変形を抑える石こうボードを取り付けていなかった。午後に開いた会見で専務執行役員らが陳謝し、該当の住宅について改修する方針を示した。都道府県別の内訳は、北海道147棟、岡山県1,063棟、広島県347棟、島根県1棟、山口県2棟、香川県2棟、福岡県2棟、佐賀県50棟、長崎県5棟だった。その後の全棟検査で約9割の住宅で不備が確認された。監督官庁の国土交通省は、最終的に木質パネル住宅の仕様に合致しない「型式不適合」と認定。一方、防火や構造耐力の点で、住宅の性能や安全性に問題はないとして行政処分を見送った。厳密には型式通りの施工を義務付けている建築基準法に違反するが、ミスによるもので構造耐力に関する違反はないと説明した。
なお、本件が後にレオパレス21、大和ハウス工業の施工不備問題の発覚につながる契機となった。
ミサワホーム 不祥事・問題
欠陥住宅の検査・紛争支援を行っている日本建築検査研究所代表の岩山健一が、竣工直後からルーフバルコニーにひび割れを見つけた施主の依頼で千葉県成田市の個人住宅（256㎡/プレハブ工法2階建て）を調査したところ、省令準耐火構造違反箇所が多数見つかり、施工不備が少なくとも23か所見付かった。さらに、床下の調査では基礎にひびが見つかったが、鉄筋を2本入れるべきところに1本しか入っていたかったのが原因であった。ミサワは現代では少なくなった布基礎を採用しており、この場合、防水シートを全面に敷き詰めなければならないが、不完全であったため、断熱欠損で湿気がこもり結露が見られた。尚、これは調査後にも進行していることが確認されている。
ミサワホーム 不祥事・問題
この調査結果に対してミサワは、裁判所に対して弁護士を立て調停を申し立てた。ミサワ側は、「調査」を求め、調査担当者らが来たが、担当者らは調停の内容を全く理解していないなど、社内の連絡不備が露呈した上、名乗りもしない弁護士が無断で室内に上がり込むなどの対応の粗雑さを露呈。その後、補修はしたもののそれを「欠陥」とは認めない対応に終始。岩山の指摘箇所に対しては、その後全く連絡が途絶えた。さらにその後も不良個所が続出したため、施主は提訴。当時担当した千葉支社長は、施主の質問に対し、回答もせずに後に質問を覚えていないと回答。さらに、岩山の指摘不良個所に対して、ミサワの正式回答が寄せられたが、それによれば「岩山の指摘は在来木造建築のルールであり、木質パネル接着工法にそのまま適用されるものではない」と争う姿勢を見せたが、これに対し岩山は、木造の耐力壁は在来工法であれば筋交いで取るが、ツーバイフォー工法や、パネル工法の場合は、パネルに開口するため、在来工法以上に必要性が高いと回答したが、それに対する回答はなかった。この物件の施主の例では、施工不良が元で家族間でのいさかいが絶えなくなり、家族関係にもひびが入ったという。
岩山によれば、ミサワの場合、施工は地元ごとに別会社になるため、全国で対応がまちまちで、特に関西では対応が悪く、関東圏でも担当者により対応がまちまちになる傾向があるという。岩山が調査を担当した物件では、ミサワの係争は5件ありハウスメーカーの中では断トツに多かった。兵庫県では調停の結果、6000万円の支払いが命じられた例もあった。
ミサワホーム グループ企業
2019年3月31日現在、連結子会社58社、関連会社3社が存立する。
ほか
ミサワホーム CM
松井秀喜をCMイメージキャラクターに起用。松井の実兄が従業員であることから実現した。
2007年9月現在のCMでは、吹石一恵と共演している。
2008年7月現在は、吹石単独出演のCMもしばしば目にする。
2011年の震災後に制作したCMには有名人すら登場しなくなったが、2012年には珍しく平井堅のイメージソング起用で注目を集める。
CMにはほとんどと言っていいほど登場しないが、30年にわたりミッフィーをキャラクターとして使用している。
現在
過去
ほか
マイケル・ミーチャイ・キットブンチュー
マイケル・ミーチャイ・キットブンチュー（ไมเกิ้ล มีชัย กิจบุญชู、1929年1月25日 - ）は2代目のバンコク大司教区（ローマ・カトリック教会）の大司教。1983年以降、枢機卿に任命される。名前のうちマイケル（ミカエル）は洗礼名である。
マイケル・ミーチャイ・キットブンチュー 経歴
マイケル・ミーチャイ・キットブンチューは1929年、タイ・ナコーンパトム県・サームプラーン郡に生まれた。チョンブリー県・シーラーチャーで初等の神学教育を受けた後、ローマにある神学校、Pontifical Urban College of "Propaganda Fide"で高等教育を受けた。そこで哲学と神学の学位を取得し、1959年12月20日司祭となった。2005年のローマ教皇ヨハネ・パウロ2世の死去の後、ベネディクト16世の選出にも参加した。
帰国後はアユタヤ県で司祭の助手を務め、その後1962年にロッブリー県で司祭となった。1965年にはメトロポリタン神学校の院長も務めている。1972年12月18日には教皇パウロ6世によってバンコク大司教区の大司教に任命された。1983年2月2日にはタイ人としては最初の枢機卿に任命された。マルチリンガルとしても知られ、タイ語、中国語、ラテン語、イタリア語、英語、フランス語を操ることが出来る。
有田焼
有田焼（ありたやき）は、佐賀県有田町を中心に焼かれる磁器である。その積み出しが伊万里港からなされていたことにより、「伊万里（いまり）」や伊万里焼とも呼ばれる。泉山陶石、天草陶石などを原料としているが、磁器の種類によって使い分けている。作品は製造時期、様式などにより、初期伊万里、古九谷様式、柿右衛門様式、金襴手（きんらんで）などに大別される。また、これらとは別系統の献上用の極上品のみを焼いた作品があり藩窯で鍋島藩のものを「鍋島様式」、皇室に納められたものを「禁裏様式」と呼んでいる。江戸時代後期に各地で磁器生産が始まるまで、有田は日本国内で唯一、長期にわたって磁器の生産を続けていた。1977年（昭和52年）10月14日に経済産業大臣指定伝統工芸品に指定。
JR佐世保線有田駅-上有田駅間の沿線から煙突の立ち並ぶ風景が見られ、その町並みは『有田内山』として国の重要伝統的建造物群保存地区に選定されている。
有田焼 「有田焼」と「伊万里焼」
近世初期以来、有田、三川内（長崎県）、波佐見（長崎県）などで焼かれた肥前の磁器は、江戸時代には積み出し港の名を取って「伊万里」と呼ばれていた。また英語での呼称も "Imari" が一般的である。寛永15年（1638年）の『毛吹草』（松江重頼）には「唐津今利の焼物」とあり、唐津は土もの（陶器）、今利（伊万里）は石もの（磁器）を指すと考えられている。
明治以降、輸送手段が船から鉄道等の陸上交通へ移るにつれ、有田地区の製品を「有田焼」、伊万里地区の製品を「伊万里焼」と区別するようになった。有田を含む肥前磁器全般を指す名称としては「伊万里焼」が使用されている。
有田焼 歴史
肥前磁器の焼造は17世紀初期の1610年代から始まった。
豊臣秀吉の朝鮮出兵の際、有田を含む肥前の領主であった鍋島直茂に同行してきた陶工たちの一人の李参平は、1616年（元和2年）（1604年説あり）に有田東部の泉山で白磁鉱を発見し、近くの上白川に天狗谷窯を開き日本初の白磁を焼いたとされ、有田焼の祖である。李参平は日本名を「金ヶ江三兵衛（かながえさんべえ）」と称し、有田町龍泉寺の過去帳などにも記載されている実在の人物である。有田町では李参平を「陶祖」として尊重し祭神とする陶山神社（すえやまじんじゃ）もある。
有田は小山に囲まれた盆地にあり、この泉山の白磁鉱はもともとは茶褐色の火山性の流紋岩で、それが近くの英山（はなぶさやま）の噴火で蓋をされて、長い時間をかけて温泉効果で白色に替わり、「変質流紋岩火砕岩」と呼ばれている。この岩石を盆地に流れ混む小川に水車を応用して、細かく砕き陶土（磁器用土）として、また坂を利用して登り窯を作りやすかったという。
有田焼 歴史
近年の学術調査の進展によって、有田東部の天狗谷窯の開窯よりも早い1610年代前半から、西部の天神森窯、小溝窯などで磁器製造が始まっていたことが明かになっている。この頃の有田では当時日本に輸入されていた、中国・景徳鎮の磁器の作風に影響を受けた染付磁器（初期伊万里）を作っていた。「染付」は中国の「青花」と同義で、白地に藍色1色で図柄を表した磁器である。磁器の生地にコバルト系の絵具である「呉須」（焼成後は藍色に発色する）で図柄を描き、その後釉薬を掛けて焼造する。当時の有田では窯の中で生地を重ねる目積みの道具として朝鮮半島と同じ砂を用いており、胎土を用いる中国とは明らかに手法が違うことから焼成技術は朝鮮系のものとされる。一方で17世紀の朝鮮ではもっぱら白磁が製造され、染付や色絵の技法は発達していなかったため、図柄は中国製品に学んだと考えられ、絵具の呉須も中国人から入手したものと考えられている。
有田焼 歴史
1637年（寛永14年）に鍋島藩は、伊万里・有田地区の窯場の統合・整理を敢行し、多くの陶工を廃業させて、窯場を有田の13箇所に限定した。こうして有田皿山が形成された。この頃までの有田焼を美術史・陶芸史ではしばしば初期伊万里と称する。陶石を精製する技術（水漉）が未発達だったことから、鉄分の粒子が表面に黒茶のシミ様となって現れていること、素焼きを行わないまま釉薬掛けをして焼成するため柔らかな釉調であること、形態的には6寸から7寸程度の大皿が多く、皿径と高台径の比がほぼ3対1の、いわゆる三分の一高台が多いことが特徴である。
その後1640年代に中国人陶工によって技術革新が行われ、1次焼成の後に上絵付けを行う色絵磁器が生産されるようになった。伝世品の「古九谷様式」と呼ばれる青・黄・緑などを基調とした作品群は、かつては加賀国（石川県）九谷の産とされていたが、20世紀後半以降の窯跡の調査により、この時期の有田で焼かれた初期色絵がほとんどを占めることが分かっている。ただし従来言われていた加賀国（石川県南部）での生産も、1650年代から20年間程ごく小規模に行われていた（この産地問題については、別項「九谷焼」を参照）。なお、ほぼ同時期には有田の技術を基に備後福山藩で姫谷焼の磁器が20年間ほど生産されていた。
有田焼 歴史
17世紀後半、1660年代から生産が始まったいわゆる柿右衛門様式の磁器は、濁手（にごしで）と呼ばれる乳白色の生地に、上品な赤を主調とし、余白を生かした絵画的な文様を描いたものである。この種の磁器は初代酒井田柿右衛門が発明したものとされているが、研究の進展により、この種の磁器は柿右衛門個人の作品ではなく、明の海禁政策により景徳鎮の陶磁器を扱えなくなった肥前国平戸生まれの鄭成功が有田に目を付け、景徳鎮の赤絵の技術を持ち込み有田の窯場で総力をあげて生産されたものであることが分かっており、様式の差は窯の違いではなく、製造時期および顧客層の違いであることが分かっている（日本国内向けの古九谷様式に対し、柿右衛門様式は輸出に主眼が置かれていた）。17世紀後半には、技術の進歩により純白に近い生地が作れるようになり、余白を生かした柿右衛門様式の磁器は輸出用の最高級品として製造された。
17世紀末頃からは、金彩をまじえた豪華絢爛な「金襴手」も製造されるようになった。有田の金襴手は中国明代後期の嘉靖・萬暦期の金襴手をモデルにしている関係から、皿底の銘に「大明嘉靖年製」「大明萬暦年製」とあるものが多いが、これは当時の陶器先進国中国製のイミテーションのためにデザインの一部として取り入れたものであると考えられている。
有田焼 歴史
また、17世紀末頃から波佐見を中心に、焼きの歩掛かりをよくするための厚手の素地にコストを安く上げるために簡略化された同じ紋様を描き込んだ碗類を大量に生産した。安価で流通したこれらの碗は、当時出現して人気を得た屋台でも食器として使用された。当時の屋台が「喰らわんか」と客引きをしていたことから、波佐見窯で焼かれた安価な庶民向けの磁器を「くらわんか碗」と呼ぶ。
一方、「鍋島焼」は日本国内向けに、幕府や大名などへの献上・贈答用の最高級品のみをもっぱら焼いていた藩窯である。鍋島藩の藩命を懸けた贈答品であるだけに、採算を度外視し、最高の職人の最高の作品しか出回っていないが、時代を下るにつれて質はやや下がる。作品の大部分は木杯形の皿で、日本風の図柄が完璧な技法で描かれている。高台外部に櫛高台と呼ばれる縦縞があるのが特徴。開始の時期は定かでないが、延宝年間（1673年頃）には大川内山（伊万里市南部）に藩窯が築かれている。（詳細は「鍋島焼」の項を参照。）