Variáveis Cataclísmicas (VCs) são sistemas estelares binários cerrados e semi-ligados (uma das estrelas preenche seu lobo equipotencial de Roche). Como resultado da perda de momento angular em uma configuração que abriga uma secundária de menor massa que a primária (uma anã branca) temos a transferência de matéria entre as componentes do sistema, que se dá geralmente por uma corrente de gás em trajetória balística e um disco de acresção em torno da anã branca. A componente não estelar (gás ionizado sob a ação de dissipação viscosa) emite linhas de emissão no ótico alargadas predominantemente por efeito Doppler. Em um contexto amplo, estes objetos nos permitem estudar a física dos discos de acresção, cuja abrangência se estende à diversos problemas astrofísicos modernos nos quais a formação de discos de acresção tem caráter fundamental.

Estudos fundamentais sobre estrelas binárias em interação estão sendo conduzidos com a participação de alunos de mestrado e servirão de base para o trabalho de pesquisa. Medidas espectroscópicas com resolução temporal do perfil das linhas de emissão em VCs podem nos levar à solução dinâmica da binária com a determinação de parâmetros básicos do sistema (e.g. Diaz & Hubeny ApJ, 539, 1999). O primeiro tópico nestes programas de pesquisa consiste na familarização com as técnicas de espectrofotometria diferencial usadas na coleta dos dados e aplicação dos métodos de redução de dados. Uma determinação detalhada do período orbital nesses sistemas é feita usando métodos clássicos de procura de períodos em curvas de velocidade radial. Este estudo usualmente resulta em uma efeméride a longo prazo para os objetos estudados. Em seguida é conduzido o diagnóstico de velocidades radiais com base em medidas do perfil das linhas de emissão. Este segmento contará com a aplicação de métodos computacionais já desenvolvidos e nos levará a estimar a função de massa da secundária e restringir o intervalo de massas para as duas componentes estelares.

A partir dos mesmos dados podemos estudar a geometria e dinâmica do fluxo de acresção pela da análise da variabilidade orbital dos perfis em média dispersão. Em particular a emissividade do disco de acresção pode ser quantificada e sua distribuição radial medida através de técnicas de imageamento indireto (tomografia Doppler) para várias espécies com diferentes potenciais de ionização (Diaz & Steiner, AJ, 110, 1816, 1995). Tais estudos servem de vínculo direto para a solução de um problema premente na astrofísica moderna que é a identificação do mecanismo responsável pela produção de linhas em discos de acresção e a localização das principais regiões de formação de linhas.

O tópico proposto tem desdobramento natural em outros projetos a nível de doutoramento. A alta resolução temporal dos espectros (dezenas de segundos) nos permitirá aplicar um método para localização das regiões de maior variabilidade estocástica intrínseca (Diaz, M. P., ApJ Letters, 553, 2001). As informações que podem ser extraídas da funcão de correlação entre o fluxo nas linhas e no contínuo ainda não foram exploradas na literatura e podem constituir uma ferramenta importante para identificar os processos responsáveis pela produção de linhas e sua relação com a variabilidade em banda larga. Poderemos acessar diretamente questões como o grau de correlação para a potência emitida no contínuo e nas linhas e diferença em tempo da componente correlacionada. O fluxo local de linhas produzidas por fotoionização pode estar correlacionado com a emissão no UV para as regiões centrais do disco. Por outro lado, os processos de dissipação magnética (e.g. Hawley et al. 1996, ApJ, 464, 690) possivelmente apresentam um perfil radial de emissividade diverso daquele produzido por irradiação da superfície do disco pela "boundary layer" ou interface entre o disco e a superfície da estrela compacta onde é dissipada metade da energia potencial gravitacional associada ao gás em acresção.