Neste trabalho é apresentado um estudo observacional de discos de acresção em Variáveis Cataclísmicas (VCs). São analisadas medidas espectrofotométricas com resolução temporal dos perfis de linhas de emissão. A emissividade em linhas dos sistemas é mapeada utilizando a técnica de tomografia Doppler. Os parâmetros básicos das binárias, tais como período orbital, massas, inclinação orbital, são determinados quando necessário. Um código foi desenvolvido para simular a variabilidade das linhas de emissão em sistemas binários, além da presença de vento. O código foi utilizado para quantificar os parâmetros necessários para um estudo adequado de tomografia do flickering, tais como número de espectros, relação sinal-ruído destes, e frequência e amplitude do flickering em questão. Três sistemas são abordados: V3885 Sgr, RR Pic e V841 Oph. A variabilidade intrínseca de V3885 Sgr é mapeada através da técnica de tomografia do flickering. O flickering foi simulado e verificou-se que a fonte principal de flickering observada em V3885 Sgr não poderia se originar em um disco de acresção Kepleriano, mas sim na face iluminada da estrela secundária. Uma interpretação proposta para este fenômeno seria de um cenário onde o flickering no contínuo UV originado nas regiões centrais do disco ou na mancha quente é reprocessado na face iluminada da secundária. Obtivemos a primeira confirmação, para uma Variável Cataclísmica de curto período (RR Pic), de uma secundária com relação massa/raio distante da sequência principal. No caso de V841 Oph determinamos o período orbital e obtivemos uma razão de massas um pouco inferior a 1. Verificamos a existência de uma região de emissão mais intensa localizada no quadrante oposto ao esperado para a mancha quente, sendo esta região particularmente brilhante em HeI. O disco de acresção de V841 Oph foi verificado como sendo de baixa emissividade em linhas.

An observational study of accretion disks in Cataclysmic Variables (CVs) is presented in this work. Time-resolved spectrophotometric data of the emission line profiles are analyzed. The line emissivity of the systems is mapped using the Doppler tomography technique. The basic orbital parameters of the systems, like the orbital period, mass, orbital inclination, are determined when needed. A code was developed to simulate the emission line profile variability in binary systems, also including the presence of a wind. Such a code was used to quantify the parameters involved in a flickering tomography study, like the number of spectra, signal-to-noise ratio, frequency and amplitude of the flickering. Three systems are analyzed: V3885 Sgr, RR Pic and V841 Oph. The intrinsic variability in V3885 Sgr is mapped using the flickering tomography technique. The flickering was simulated and we have verified that the main flickering source in V3885 Sgr could not be located on the Keplerian accretion disk. The inner face of the secondary star is proposed instead. One interpretation of this phenomenon is a scenery where flickering in the UV continuum from the inner parts of the accretion disk is reprocessed at the illuminated face of the secondary star. The first confirmation of a secondary star with a mass-radius relation far from the main sequence values was obtained for a CV with a short period (RR Pic). In the case of V841 Oph we determined the orbital period and obtained a mass-ratio slightly below 1. We verified the presence of a region of enhanced emission in the quadrant opposite to the one expected for the hot spot. The emission of this region is particularly enhanced in HeI. The V841 Oph accretion disk was verified as being of low emissivity in lines.