El viejo problema de la diferencia en las abundancias químicas determinadas a partir de las líneas de recombinación óptica y las líneas de excitación colisional plantea interrogantes sobre nuestra comprensión de la física atómica, así como las suposiciones hechas al determinar las condiciones físicas y las abundancias químicas en nebulosas astrofísicas. En este trabajo se estudia la contribución de la recombinación a la línea de [O III] 4363 y la validez del cociente de líneas [O III] 4363/4959 como diagnóstico de la temperatura en nebulosas planetarias con grandes discrepancias de abundancias. Calculamos un ajuste para el coeficiente de recombinación de [O III] 4363 que tiene en cuenta las contribuciones de la recombinación radiativa y dielectrónica, para temperaturas electrónicas entre 200 y 30.000 K. Hemos estimado la contribución de recombinación a la línea de [O III] 4363 para las nebulosas planetarias Abell 46 y NGC 6778 restando la contribución por excitación colisional del flujo total observado. Encontramos que la distribución espacial para la contribución de recombinación estimada en [O III] 4363 sigue la de la línea de recombinación O II 4649, ambas con picos en las regiones centrales de la nebulosa, especialmente en el caso de Abell 46 que tiene una discrepancia de abundancia mucho mayor. La contribución estimada de la recombinación alcanza hasta el 70 y el 40% del flujo total [O III] 4363 observado, para Abell 46 y NGC 6778, respectivamente. En tales casos, ignorar la contribución por recombinación conlleva una determinación de temperatura errónea.