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新星爆発のさい膨張するガスの半径や質量放出で失われる質量を白色矮星の質量に応じて求めた。新星は連星系でおこるので、連星系の進化を追うためにはこれらの量が必要となる。

Ia型超新星の新しいモデルを提案した。レフェリーから"it will be misleading　the Astronomical Society"という理由で拒否されかかった末に掲載された論文であるが、外国のSociety 全員から無視されたため、そうならなかった(読んでいるのに決して引用しない)。この論文のアイディアは論文２５で復活する。

ヘリウム新星の１サイクルを、進化モデルと加藤の新星風理論と両方で計算し、失われるヘリウムガスの量を求めたもの。新星風理論の正しさを部分的に確認された(ガスが膨れた段階は、進化モデルでは計算できない)

窒素やヘリウムの観測量が論文１１のモデルできちんと説明できることを示した。

超新星1987a が爆発前に青色巨星だったことはこれまでの星の進化理論とくい違う大問題であった。星の進化を計算し質量放出とヘリウム混合があると、いったん赤色巨星になった後で爆発直前に青くなることを示した。

論文10に続き、新星爆発の１サイクルで失われるガスの量を計算し新星を繰り返すと白色矮星がしだいに重くなるか軽くなるかを示した。

論文９の発展で、水素層が上部にある場合には、質量放出が激しくなることを示した。

新星風と同じタイプの質量放出が非常に重い主系列星でも起こり得ることを、星の内部構造の変化により示した。

新星爆発のさいの質量放出のおこる条件と表面境界条件の設定について吟味し、質量放出がおこる前後で連続な解系列を作る方法を確立。

新星爆発(白色矮星の表面でおこる水素の不安定核燃焼)のさいの水素ガスの構造を解き、ガスの加速が光球よりかなり内側でおこることを示した。定常解を選んで解系列を作る方法を提案し、通常の方法では数値計算が難しい、爆発後の進化を追う新しい方法を提示した。（以後この理論を加藤の新星風理論と呼ぶ）

X線バーストの理論。中性子星表面のヘリウムの不安定核燃焼後の、ガスの質量放出を計算し、観測される温度変化を説明した。

論文６の発展で、クエーサーの中心に熱いガスがあると、その中を通過する星の質量放出率が変わることを星の内部構造を計算して求めた。

磁場をもつ白色矮星伴星に降り注いだガスが極付近にたまり高温になりX線を放射する。ガスの構造を解いてX線強度を求めた。

クエーサーの中心を通過する星は、輻射場によりあたためられて表面が熱くなり、質量放出がおこることを星の内部構造を計算して求めた。

クエーサーの光度や時間変動を中心の巨大ブラックホールで説明するモデル。ブラックホールの周囲に、時々星が近付いてこわれ、降着円盤を作ることで、性質がうまく説明できる。

Ia型超新星の光度のばらつきの原因を調べるため、いろいろな場合について星の進化を追ったもの。

回帰新星の光度曲線を広いパラメターにわたって系統的に計算したもの。星の種族により光度の減衰の早さが系統的に違うため、将来の観測が出て応用されることを期待して広い範囲のデータを作成した。

論文２１のアイディアを発展させたもので、大質量星の内部構造を計算し、重い主系列星は表面温度がかえって低いことを示した。銀河中心やマゼラン雲などの巨大星の観測値もあり、それらをきれいに分類することができることを示した。

Ia型超新星のもう１つの道筋(論文２５)を詳しく計算したもの。へびつかい座RS星など別のタイプの回帰新星がこの道筋のなかにあてはまり、やはり爆発直前の段階に位置することも示した。

回帰新星は伴星が明るいため、白色矮星の周囲のガスの光度だけでは光度曲線が正確には再現できない。ここでは、白色矮星の他に伴星と降着円盤の３次元的な寄与も考慮にいれ、部分的に照り返しをうけて光っている伴星や円盤の明るさを計算した。かんむり座T星の光度曲線には、特異な２次ピークがあり謎とされていたが、これできれいに説明できた。白色矮星は非常に重い。