論文

CI Aql の光度曲線には急激な減光がみられる。それは新星風が止んだあと、白色矮星の外層ガスが急激に収縮するからである。この機構はSSS　RXJ0513の周期的な光度変化を作り出す機構と共通のものである。

可視光の新しい観測にもとづき、CI　Aqlの光度曲線を計算しなおし、連星系のパラメタを詳細に決めた

激変星一般についての研究会で、かなり広い分野の研究者を対象に、新星理論の紹介と光度曲線解析の具体例を多数示した。

Ia型超新星に至る連星系の道筋のうち、伴星が赤色巨星である場合の詳細論文。４つの回帰新星の光度曲線解析とその進化の道筋を示し、それらがIa型超新星爆発直前であることを示した(注：直前といっても天文学のことなので１万年単位である)

みずがめ座CI星の光度曲線解析を行い、連星系の物理量を特定した。可視光が減衰したあとでX線が増光するが、それを米国の衛星がとらえ、我々の理論の正しさを確証した(我々のモデルを検証するために衛星時間をさく観測家が出現した)。

回帰新星みなみのかんむり座V394星の光度曲線解析を行い、連星系のパラメターを特定した。爆発時から求めた物理量は静穏時のデータも説明できる。

へびつかい座RS星の光度曲線を伴星や部分的照り返しのある降着円盤の寄与も入れて再計算したもの。白色矮星の質量や伴星の大きさ、降着円盤の形なども求められ、連星系の研究にあたらしい扉を開いた。

静穏時のさそり座U星の観測データを示すとともに、そのデータが論文３５で求めた物理量できっちり説明できること、つまり我々のモデルの整合性は非常に良いことを示した。

さそり座U星が1999年に爆発して詳しい観測データが得られたため、そのデータを示すとともに、非常に詳細な連星系モデルを構築し、データと合わせて、詳しい物理量を特定した。白色矮星は極限的に重い。

連星系で新星爆発がおこり、ふくれたガスが伴星をつつむ状態になると、伴星の運動によりガスが急速に加速されると信じられてきた。この定説は、少なくとも回帰新星では成り立たないことを示した。

新星の国際会議で、加藤の新星風理論のレビューをした。

回帰新星がか座T星の光度曲線を計算して示し、可視光ばかりでなく紫外線の観測データをとることができれば、光度曲線解析がより精密に行えることを観測家に強調する目的のもの。この星は準周期的に爆発をくりかえし、早ければ次の年にも爆発する可能性があるためletter にしたのに、まだ爆発していない。

加藤の新星風理論を使って、さそり座U星という回帰新星の光度曲線を理論的に再現したもの。理論曲線を観測データとあわせることにより、他の方法では観測不可能な白色矮星の重さを求めることができることを示した。