El presente trabajo se ha enfocado a determinar y entender las condiciones físicas en una variedad de objetos nebulares, prestando particular atención al problema de la determinación de las abundancias químicas. Para este fin, hemos utilizado métodos analíticos en algunos casos, y modelos numéricos de fotoionización en otros. El objetivo general del trabajo es proveer de una visión amplia de las herramientas teórico-observacionales que se utilizan para la determinación de la estructura de temperatura y densidad de las regiones fotoionizadas, poniendo en evidencia posibles fuentes de errores sistemáticos y sus consecuencias para la determinación de las abundancias químicas, y proponiendo métodos para corregirlos. Los resultados principales de este trabajo est´n listados a continuación: a) Se discute el problema de la discrepancia entre T(C III) y T(O III) en las nebulosas planetarias, y se muestra como tal discrepancia implica probablemente la presencia de fluctuaciones de temperatura. Debido a que la temperatura de O++ es muy afectada por fluctuaciones de temperatura, se recomienda usar la temperatura de C++ para determinar la abundancia de carbono. b) Presentamos dos nuevos métodos para determinar la temperatura electrónica en nebulosas planetarias, basados en la medición de las intensidades de las líneas de He I. Las temperaturas que se obtienen a partir de estos métodos son menores que aquellas que se obtienen a partir de las líneas de [O III], implicando la presencia de fluctuaciones espaciales de temperatura. Despreciando las fluctuaciones de temperatura, se obtienen valores sesgados de las abundancias químicas. Determinamos las abundancias en las nebulosas planetarias de tipo I de algunos de los elementos más importantes, tomando en cuenta las fluctuaciones de temperatura. c) Presentamos modelos numéricos de las dos regiones H II extragalácticas gigantes NGC 2363 y NGC 5461. Con el modelaje numérico, pretendemos acotar las carácteristicas principales de las nubes ionizadas (distribución espacial del gas, estructura de ionización y de temperatura) y de los cúmulos ionizantes (función inicial de masa, historia de formación estelar, edad). En ambos casos, mostramos que con modelos numéricos calculados para el valor de metalicidad que se determina a partir de la temperatura de [O III], no es posible reproducir el espectro de emisión observado, y que para reproducir las restricciones más robustas es necesario subir la metalicidad de los modelos por un factor de 2. Esto constituye una fuerte indicación en favor de la presencia de fluctuaciones de temperatura. d) Para poder comparar los modelos numéricos con los datos observacionales. mostramos la importancia de corregir las predicciones de los modelos por el sesgo introducido por el tamaío finito de la rendija.