El estudio de las abundancias solares se remonta al análisis de Russell de 1929 y, desde entonces, se ha vuelto un tema muy relevante para la astrofísica en general. Esto es debido a que conocer la composición química del Sol es fundamental para construir modelos precisos de la atmósfera y el interior del Sol y de otras estrellas. Además, la composición solar actual es crucial para determinar la composición del Sol inicial y predecir cuál ha sido y será su evolución y su estructura interna. Por otra parte, las abundancias solares se utilizan como referencia para los análisis químicos de otros objetos astronómicos. Por último, también se emplean para obtener información sobre la formación y la evolución del sistema solar.

En particular, el estudio de la abundancia de oxígeno es crucial, debido a que es el metal más abundante en el Universo y juega un papel fundamental en la estructura del núcleo del Sol y otras estrellas. Además, es una fuente dominante de opacidad cerca de la base de la zona de convección solar y contribuye también a la opacidad del núcleo. En el desarrollo de esta tesis explicamos más detalladamente por qué la determinación de la abundancia de oxígeno es tan importante, así como resumimos brevemente las escalas de abundancias más usadas en astrofísica. También indicamos cómo se miden las abundancias y mostramos cuáles son los indicadores disponibles para determinar la abundancia fotosférica de oxígeno. Además, hacemos un resumen sobre los estudios que se han realizado para determinar la abundancia de oxígeno en el Sol, y en particular sobre los que se han realizado con la línea de oxígeno prohibida en 6300 Å, que es la línea espectral que usamos en esta tesis. También incluimos una sección sobre los modelos atmosféricos solares, ya que son un punto clave en las determinaciones de abundancias, así como para el entendimiento del Sol en general.

El objetivo del segundo capítulo es comparar los resultados de simulaciones de fáculas solares realizadas con los códigos MURaM y STAGGER . Primero comparamos las cantidades físicas computadas por los códigos y las confrontamos con resultados de inversiones obtenidas por Buehler et al. (2015) a partir de observaciones del Sol. Computamos el continuo en el visible y en el infrarrojo, y los parámetros de Stokes para el par de líneas espectrales de Fe I en la región de 6301-6302 Å. Comparamos los perfiles obtenidos a la resolución de la simulación y tras degradarlos a la resolución de SP/SOT en HINODE. Finalmente, determinamos la abundancia de oxígeno con las dos simulaciones.

En el tercer capítulo, queremos entender los límites de confianza de la abundancia de oxígeno fotosférico solar derivado a partir de modelos tridimensionales usando la línea de oxígeno prohibido en 6300 Å. Trabajamos con un modelo tridimensional empírico y dos atlas solares de intensidad. Además, empleamos inferencia Bayesiana como una herramienta para determinar el valor más probable para la abundancia de oxígeno solar dado el modelo elegido e incluyendo correlaciones con otros parámetros.

En el capítulo cuatro, realizamos una determinación de la abundancia de oxígeno solar utilizando observaciones resueltas espacialmente e inversiones. Invertimos observaciones de la VTT con el código NICOLE para obtener un modelo tridimensional empírico solar. Además, empleamos inferencia Bayesiana para obtener el valor más probable para la abundancia de oxígeno usando la línea de oxígeno prohibida en 6300 Å y teniendo en cuenta todos los parámetros del modelo.

Finalmente, en el último capítulo resumimos lo que hicimos en esta tesis y concluimos cuáles son los principales resultados obtenidos. Además, damos algunas indicaciones sobre cómo podríamos mejorar estos estudios en el futuro o qué nuevos estudios podrían realizarse.