El análisis de espectros de líneas de emisión de las nebulosas fotoionizadas permite determinar la composición química del medio interestelar, desde la vecindad solar hasta las galaxias con formación estelar del Universo primitivo. Es una herramienta fundamental para nuestro conocimiento de la nucleosíntesis y la evolución química del Cosmos.

La entrada en funcionamiento de los telescopios de gran abertura (clase 10 m) y la futura instalación de los de clase gigante (diámetros desde 30 hasta 50 m) abre nuevos horizontes en la espectroscopia nebular. La detección de líneas de emisión muy débiles en nebulosas ionizadas, como las líneas de excitación colisional (LECs) aurorales en objetos débiles, distantes o de alta metalicidad; las líneas de recombinación (LRs) de iones de elementos pesados o las LECs de elementos-s más pesados que el hierro, se está convirtiendo en un hecho rutinario que empieza a proporcionar información de un interés excepcional en muchas áreas diferentes de la astrofísica.

La medida y el análisis de este tipo de líneas y las implicaciones de las abundancias químicas que se determinan a partir de ellas es el objetivo principal de este proyecto de investigación, que se puede desglosar en los siguientes aspectos:

a) el estudio de la evolución del C en las galaxias y su síntesis en las estrellas de diferentes masas utilizando abundancias determinadas a partir de LRs en los espectros de regiones HII en galaxias espirales y las Nubes de Magallanes (NMs), en nebulosas planetarias (NPs) con polvo de doble química y nebulosas anulares de gas expulsado por estrellas masivas;

b) el estudio de la formación y destrucción del polvo interestelar en las NMs a través de la determinación de las abundancias de Fe en regiones HII y NPs;

c) la determinación y análisis de los cocientes de abundancia de elementos-s y su correlación con el cociente de C/O en NPs.