Las regiones H II son objetos fundamentales para el conocimiento de la composición y la evolución química en el Universo, especialmente en el dominio extragaláctico. Debido a esto, es fundamental conocer si los métodos tradicionales de determinación de abundancias en nebulosas ionizadas (basados en el análisis de líneas de excitación colisional) son fiables o no.
El objetivo principal de esta tesis es determinar de forma alternativa la abundancia de ciertos iones (O++, C++, O+ y Ne++ a partir de la intensidad de líneas de recombinación, mucho más débiles que las líneas de excitación colisional pero medibles en espectros lo suficientemente profundos. Resultados previos obtenidos para las regiones H II galácticas y extragalácticas más brillantes indicaban que las abundancias calculadas a partir de líneas de recombinación son sistemáticamente mayores (hasta un factor 2-3) que las determinadas a partir de líneas de excitación colisional. Este problema (conocido como "discrepancia de abundancias") puede estar relacionado con la presencia de fluctuaciones de temperatura en las nebulosas.
En esta tesis se presenta un análisis en detalle de datos espectrofotométricos de zonas brillantes de 8 regiones H II galácticas. Los datos han sido adquiridos con el espectrógrafo echelle UVES (Ultraviolet Visual Echelle Spectrograph) del telescopio Kueyen del VLT (Very Large Telescope), en el Observatorio de Cerro Paranal, Chile, durante dos campañas de observación. En cada uno de los objetos se ha cubierto un amplio rango de longitud de onda (3100-10400 Å), con una resolución espectral efectiva de R=8800. Hemos detectado varios cientos de líneas de emisión en cada región (en total se han medido más de 2600 líneas), conformando el conjunto más detallado de observaciones de este tipo realizadas hasta la fecha en regiones H II. Gracias a la enorme cantidad de información disponible se han podido determinar las condiciones físicas del gas (temperat