La nebulosa de Orión es la región H II más cercana y brillante del cielo nocturno. El gas confinado en su interior se encuentra fotoinizado, principalmente por la estrella más caliente y luminosa del cúmulo del Trapecio, Theta1 Ori C, dando lugar a un espectro de emisión, que permite, a través del análisis de sus líneas, determinar las condiciones físicas y las abundancias químicas del gas con una resolución imposible de alcanzar en regiones H II más lejanas. Además, este objeto es el mejor laboratorio para el estudio detallado de las primeras etapas de la formación estelar, y su composición química ha sido considerada la referencia estándar para el gas ionizado en la vecindad solar. Aunque existe un gran número de estudios dedicados a este objeto, la nebulosa de Orión nos depara aún nuevos horizontes de conocimiento, incluso en las longitudes de onda del visible.

En las regiones H II, las abundancias químicas de elementos más pesados que el helio se han determinado principalmente a partir de líneas de excitación colisional (LEC), que aparecen como líneas de emisión muy brillantes en los espectros obtenidos con telescopios pequeños y a baja resolución espectral. Pero, con la llegada de telescopios más grandes, provistos de instrumentos con una resolución espectral mayor, se han detectado líneas de recombinación (LR) débiles de elementos pesados. La comparación de las abundancias de un mismo ión determinadas a partir de los diferentes tipos de líneas ha dado lugar a un problema conocido como discrepancia de abundancias (DA).  Éste se basa en que las abundancias iónicas determinadas mediante LR son siempre superiores a las calculadas a partir de LEC.

El objetivo principal de esta tesis es ahondar en la comprensión del fenómeno de la DA, así como, en la obtención de la distribución espacial de varios parámetros característicos del gas ionizado (estructura de ionización, densidad, temperatura, etc.) en la nebulosa de Orión. Para ello hemos observado este objeto con el telescopio 3.5m de Calar Alto y mediante la técnica de espectroscopía bidimensional ---instrumento PMAS--- en el rango óptico y a diferentes escalas espaciales.

Por un lado, usando el modo estándar del instrumento PMAS, que proporciona un campo de visión pequeño y continuo, con una resolución espacial de 1 segundo de arco, hemos obtenido datos de cinco zonas de la nebulosa, seleccionadas por contener rasgos morfológicos notables: frentes de ionización (Barra Brillante y NE-Orión-S), objetos Herbig-Haro (HH 204 y HH 203) y discos protoplanetarios (proplyds). Para todos los campos hemos presentado y analizado los mapas de las distribuciones espaciales de: coeficiente de extinción, flujos y cocientes de líneas de emisión, densidades y temperaturas electrónicas, y abundancias químicas a partir de LEC. Sólo en dos de los campos, NE-Orión-S y proplyds, hemos detectado las LR de O II 4650A con suficiente señal a ruido como para determinar un mapa de la abundancia iónica de O^2+ y compararlo con el obtenido a partir de LEC. Del análisis de la DA en estos dos campos podemos concluir que tal discrepancia no está relacionada con la presencia de estructuras de frentes de ionización ---al menos con las características de NE-Orión-S--- y que el gas de muy alta densidad ---por ejemplo, discos protoplanetarios--- sí está jugando un rol importante.

Por otro lado, usando el modo PPak del instrumento PMAS, que proporciona un campo de visión grande y discontinuo, con un diámetro de fibra de 2,69 segundos de arco, hemos obtenido un mosaico de la zona central de la nebulosa de Orión, que cubre un área de unos 8 minutos de arco cuadrados y proporciona más de 5000 espectros profundos en el rango óptico. Presentamos por primera vez la distribución espacial de los flujos de las LEC de [Ne III], [Cl III], aurorales de [S II], [N II] y [O III], así como las LR débiles de C II y O II.  De la comparación de los mapas de intensidades de líneas de emisión nebulares y aurorales para un mismo ión encontramos que las líneas nebulares de [N II] y [S II] están fuertemente afectadas por desexcitación colisional en las regiones de mayor densidad (Orión-S y grumos cercanos al Trapecio. Por último, hemos determinado las condiciones físicas de esta región central a partir de varios diagnósticos de LEC: [N II] y [O III] para la temperatura; [S II], [O II] y [Cl III] para la densidad electrónica, siendo la primera vez que se presenta mapas de la distribución espacial de los dos últimos.