Esta tesis presenta el desarrollo de una serie de métodos y técnicas para
resolver problemas de transporte radiativo en líneas moleculares y su aplicación
en algunos campos de investigación en astrofísica molecular. Por ejemplo,
investigamos la formación de las líneas rotacionales de agua en el complejo
molecular gigante SgrB2, la formación de las líneas vibro-rotacionales
de CO en la envoltura circunestelar de la supergigante VY CMa, el enigma
de las "nubes frías" en la atmósfera solar y los efectos Zeerman y Hanle
en líneas moleculares en la atmósfera solar.

Nuestro objetivo ha consistido en el desarrollo de un eficiente código
de transporte radiativo para líneas moleculares en atmósferas con geometría
esférica y campos de volocidad macroscópicos sin suponer Equilibrio Termodinámico
Local (ETL). Para resolver tales problemas de transporte radiativo, es
necesario primero calcular las concentraciones moleculares en cada punto
de la atmósfera. Para tal fin, hemos desarrollado un código que permite
obtener las abundancias moleculares suponiendo la aproximación de equilibrio
químico instantáneo. Como en plasmas astrofísicos las escalas de tiempo
dinámicas suelen ser menores que los tiempos de formación de moléculas,
hemos desarrollado también un código que permite obtener la variación en
el tiempo de las abundancias moleculares mediante la resolución de las
ecuaciones de evolución química. Este tipo de ecuaciones deben estar basadas
en una red de reacciones suficientemente realista para cada problema particular.

Hemos aplicado estas técnicas para investigar algunos problemas clave en
física solar, como el enigma del gas frío en la atmósfera solar o la importancia
de la fotodisociación en el establecimiento de la abundancia de CH en los
puntos brillantes observados en la banda G, los cuales se piensa están
asociados con diminutas concentraciones de flujo magnético en la fotosfera
solar.

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