La evolución de las galaxias está condicionada por el proceso de formación de estrellas en ellas. El medio interestelar (ISM) compuesto de material gaseoso y particulado crea el vínculo entre la evolución galáctica y la formación estelar por lo que juega un rol intermediario para estas dos escalas. El nacimiento de nuevas estrellas se origina en las nubes moleculares las cuales se componen principalmente de hydrogeno molecular (H2), pero debido a que el H2 no emite a estas bajas temperaturas se utiliza como trazador la segunda molécula más abundante, el monóxido de carbono CO. Observaciones del CO nos permiten determinar propiedades físicas de las nubes moleculares como tamaños, masas y luminosidades.Las nubes moleculares se han estudiado de manera exhaustiva en nuestra galaxia siendo el trabajo de Solomon et al. 1987 el primero en la obtención de las propiedades físicas de estas nubes, encontrando tamaños típicos, anchos en las líneas de las velocidades, masas a partir del teorema del virial y luminosidades CO pudiendo de esta forma estudiar distintas correlaciones entre estos parámetros. Las Nubes de Magallanes son galaxias satélites de la Vía Láctea y por su cercanía sirven como laboratorios para el estudio de los procesos de formación estelar en un medio ambiente muy distinto al presente en nuestra galaxia. La Nube Grande de Magallanes (LMC) se encuentra a 50 kpc de distancia (Persson et al. 2004) y presenta una baja metalicidad (Westerlun 1997, Keller & Wood 2003). Existe evidencia (Rubio et al. 1993) que en este tipo de ambientes de baja metalicidad el CO no estaría trazando completamente el gas molecular debido a que la baja cantidad de polvo existente no protegería suficientemente a esta molécula de la radiación fotodisociadora proveniente de estrellas masivas cercanas y se encontraría confinada solo a los núcleos densos de las nubes mientras que el H2 se autoprotegería abarcando más área. Observaciones de la emisión de polvo templado entonces revelarían la masa de la nube molecular que de otra forma no se puede trazar.Se estudió la emisión milimétrica de la segunda región de formación estelar más brillante en la LMC, N11. A 1.2mm se tiene que la emisión está constituida por varios radiaciones: emisión libre - libre, emisión de la transición molecular CO(2 - 1) y emisión de polvo frío. Este último actúa como trazador de la materia interestelar por lo cual se puede utilizar para calcular las masas de las nubes moleculares. Para poder discriminar la emisión de polvo en el contínuo milimétrico con respecto a todas las contribuciones a 1.2 mm se utilizaron imágenes obtenidas con el bolómetro SIMBA a 1.2 mm, con el radiotelescopio SEST en la transición CO(2 - 1) a 230 GHz y con el interferómetro ATCA a 8.64 GHz para trazar la emisión libre - libre, para finalmente obtener una imagen de polvo. A una cantidad de nubes moleculares individuales se les pudo calcular las masas de polvo a las que se les aplicó una razón de masa de polvo a gas obteniéndose así las masas moleculares. Estas masas fueron contrastadas con las masas viriales y CO de cada una de estas nubes encontrándose que las masas milimétricas eran mayores que las masas CO y virial. Esto difiere de lo estudiado en nuestra galaxia en donde las masas milimétricas son similares a las masas viriales (Mezger et al. 1990), pero concuerda con otros estudios realizados en las Nubes de Magallanes (Rubio et al. 2004 ,Bot et al. 2004), debemos ahora entender el por qué de estas diferencias.Por otro lado en la superficie de las nubes moleculares se produce una interfaz entre las regiones donde el hidrógeno está completamente ionizado (regiones HII) y el gas neutro. Estas regiones se llaman regiones fotodisociadas (PDR) y es la zona donde los procesos físicos y químicos son dominados por los fotones incidentes. Para modelar el gas y el polvo de las PDRs utilizamos el acoplamiento de dos modelos, PDR Meudon y DUSTEM. Para la modelización de las PDRs se necesitan parámetros iniciales como el Av de la nube, densidad, campo de radiación incidente, propiedades de los granos de polvo, curva de extinción, etc., y cuyos modelos resultantes son comparados con datos observacionales. A partir de la modelización de una nube obtenemos información acerca de las líneas de transiciones del gas tanto atómicas como moleculares, la abundancia a través de la nube, temperaturas del gas y polvo y abundancias químicas.Se modelaron entonces algunas de las nubes moleculares de N11. Se realizaron diagramas color - color para comparar los modelos con las observaciones. En general los datos no coincidieron con los modelos salvo en un par de nubes lo cual es principalmente debido a que utilizamos una distribución de granos galáctica. Ajustando un modelo a una de las nubes se pudo obtener la variación de la temperatura de gas en la nube y el campo de radiación en la misma. Las densidades de columnas encontradas son menores que las densidades de columna promedio calculadas con la emisión CO lo cual nos dice que para que exista coherencia entre ambos valores de densidad de columna las nubes moleculares deben tener o una extinción mayor a 50 mag o se debe utilizar otra ley de extinción que sea adecuada para esta región. La predicción de líneas atómicas y moleculares de H2 , CO, CI, CII y OI se pueden comparar con datos observacionales, lo cual es muy interesante de investigar a futuro con datos obtenidos por la última generación de telescopios a longitudes de onda larga.