巴耳末系，位于可见光区，和氢原子第二个能级有关的一个线系。从第三、四、五…能级到第二能级之间的跃迁分别产生Hα、Hβ、Hγ…谱线，它们组成巴耳末系。

约翰·巴耳末系是指氢原子从能级跃迁到能级时发出的光子光谱线系，因瑞士数学教师巴耳末(J. J. Balmer) 于1885年总结出其波长通项公式（巴耳末公式）而得名。

巴耳末系或巴耳末线是原子物理学中氢原子六个发射谱线系列之一的名称。

巴耳末系的计算可以使用约翰·巴耳末在1885年发现的巴耳末公式 － 一个经验式。来自氢原子所发射的光谱线在可见光有4个波长：410纳米、434纳米、486纳米和656纳米。它们是吸收光子能量的电子进入受激态后，返回主量子数 n等于2的量子状态时释放出的谱线

巴耳末系的谱线是电子从主量子数或径矢量子数的能阶返回n等于2时释放出的。传送的名称是利用希腊字母依序来命名：从至称为，至称为，至称为H-，至称为δ。当个系列的电磁波频谱在可见光部分第一次被看见时，就被称为 和，其中的H就代表氢原子。

虽然在1885年之前物理学家就知道原子会辐射，但她们缺乏工具来准确的预测谱线应该出现的位置(波长)。巴耳末公式能很精确的预测氢在可见光的，4条吸收或发射的谱线，启发了里德伯公式成为普遍化的形式，并带领物理学家发现在可见光之外的莱曼系、帕申系、布拉开线系：那些被预测的氢吸收和发射谱线。

最熟悉的红色氢气谱线，是的壳层和的壳层之间转移的约翰·巴耳末系谱线，是在宇宙中最耀眼的颜色。在耀眼的发射或电离的星云，像是猎户座大星云，都会发现它对光谱的贡献，有时在恒星形成的HII区也能发现。在真实颜色的照片中，这些星云因为氢发射的巴耳末系组合，明显的发散出桃红色的颜色。

稍后，发现在非常高分辨率的观察下，这些氢的谱线都是非常靠近的双线，这种分裂的谱线称为精细结构。同时也发现，被激发的电子在巴耳末系从跃迁至的轨道时，即使是紫外线的谱线也是如此。

巴耳末系在天文学中特别有用，因为巴耳末线出现在许多天体的现象中。而且氢在宇宙中的丰盈度，使它在被看见时，总是比共同存在的其他元素谱线更为显而易见。

在恒星的光谱类型，主要是由表面的温度决定，是建立在光谱线的相对强度上，而巴耳末系在这方面室非常重要的。其它可以取决于进一步光谱分系的特征还包括表面引力(与物体的大小有关)和成分(结构)。 . 因为在各种不同的天体中巴耳末系都是可以观察到的谱线，它们常被利用多普勒位移来测量视线速度。这在天文学所有的领域上都很有用，像是测量联星、太阳系外行星、中子星和黑洞等致密天体(测量围绕着的吸积盘中氢的运动)、确认有着相似运动天体的起源和是否是同一群天体(移动星座、星团、星系团、和来自碰撞的碎片)、测量星系或类星体的距离(精确的红移)、或是经由光谱分析辨识出不熟悉的天体。

依据被观测对象的本质，巴耳末线可以出现在吸收谱线或发射谱线中。在恒星，巴耳末系通常是吸收线，而且在表面温度10,000K(光谱类型A)的恒星最为强烈(明显)。在许多的不规则星系、螺旋星系、AGN、HII区、和行星状星云，约翰·巴耳末线是发射线。

在恒星光谱中，线(7跃迁至2)经常会与其他的吸收谱线混合，天文学家都知道电离的钙的"H"(夫朗荷斐谱线中的标示)，CaH的波长是396.847纳米，与线非常接近，在低解析的光谱中式无法分辨两者的。同样的，线(8跃迁至2)在高温恒星中也会与中性氦的混合。

巴耳末公式为

R为里德伯常量，。

其中最早发现的在可见光区的四条谱线波长如下：

（红光）（绿光）,（蓝光）,（紫光）。

当时，发出的是紫外线。

当分子底数（加粗）的2改成其他正整数m时，该公式称为广义巴耳末公式（里德伯公式）。

时是莱曼系（）（在紫外区），时是弗里德里希·帕邢系（）（在近红外区），时是布喇开系（）（在红外区），时是普丰德系（）（（在红外区）。

约翰·巴耳末（约翰·巴耳末，1825～1898），瑞士数学兼物理学家。1825年5  瑞士数学家J.J.巴耳末

月1日生于洛桑。1849年在巴塞尔市由于摆线的论文获博士学位。从1859年起一直在巴塞尔女子中学任数学教师，1865～1890年兼任巴塞尔大学讲师。1898年3月12日在巴塞尔逝世，终年73岁。

巴耳末在巴塞尔大学兼课时，受到该校一位对光谱很有研究的物理教授哈根拜希的鼓励，试图寻找氢光谱的规律，终于在1884年6月25日在巴塞尔公开发表了氢光谱波长的公式（巴耳末公式），后刊载在1885年《物理、化学纪要》杂志上。