Las regiones H II son nebulosas ionizadas asociadas con la formación de estrellas masivas. Exhiben una gran cantidad de líneas de emisión en su espectro que forman la base para la determinación de la composición química. La cantidad de elementos químicos pesados es esencial para la comprensión de fenómenos importantes como la nucleosíntesis, la formación estelar y la evolución química de las galaxias. Sin embargo, durante más de 80 años, existe una discrepancia de un factor de alrededor de dos entre las abundancias de elementos pesados (la llamada metalicidad) obtenida a partir de los dos tipos principales de líneas de emisión que se pueden medir en los espectros nebulares: las líneas de excitación colisional y las líneas de recombinación, más débiles. Esta discrepancia ha puesto en duda las determinaciones de abundancia absoluta disponibles. Encontramos evidencias observacionales de la presencia de inhomogeneidades de temperatura dentro del gas. Esta falta de homogeneidad afecta solo al gas altamente ionizado y puede explicar el problema de la discrepancia de abundancia. Las determinaciones de metalicidad basadas en líneas de excitación colisional deben revisarse porque pueden estar sensiblemente subestimadas, especialmente en las regiones HII de menor metalicidad como las observadas recientemente con el Telescopio Espacial James Webb en galaxias con alto desplazamiento al rojo. En este trabajo presentamos relaciones empíricas para la estimación de temperatura y metalicidad que corrigen del problema de la discrepancia de abundancias, críticas para una interpretación robusta de la composición química del Universo a lo largo del tiempo cósmico.
