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  巴耳末系的譜線是電子從主量子數或徑向量子數"n">3的能階返回"n"等於2時釋放出的。傳送的名稱是利用希臘字母依序來命名:從n=3至n=2稱為H-α,n=4至n=2稱為H-β,n=5至n=2稱為H-γ,n=6至n=2稱為H-δ。當個系列的電磁波頻譜在可見光部分第一次被看見時,就被稱為"H-α"、"H-β"、"H-γ"和"H-δ",其中的"H"就代表氫原子。  雖然在1885年之前物理學家就知道原子會輻射,但她們缺乏工具來準確的預測譜線應該出現的位置(波長)。巴耳末公式能很精確的預測氫在可見光的4條吸收或發射的譜線,啟發了芮得柏公式成為普遍化的形式,並帶領物理學家發現在可見光之外的來曼系、帕申系、布拉克系:那些被預測的氫吸收和發射譜線。  最熟悉的紅色H-α氫氣譜線,是"n" = 3的殼層和"n" = 2的殼層之間轉移的巴耳末系譜線,是在宇宙中最耀眼的顏色。在耀眼的發射或電離的星雲,像是獵戶座大星雲,都會發現它對光譜的貢獻,有時在恆星形成的HII區也能發現。在真實顏色的照片中,這些星雲因為氫發射的巴耳末系組合,明顯的發散出桃紅色的顏色。  稍後,發現在非常高解析度的觀察下,這些氫的譜線都是非常靠近的雙線,這種分裂的譜線稱為精細結構。同時也發現,被激發的電子在巴耳末系從n=2躍遷至n>6的軌道時,即使是紫外線的譜線也是如此。

  巴耳末注意到有一個唯一的數字可以聯絡在可見光區域的氫光譜線,這個數字是364.56奈米。對任何一個大於2的整數,取其平方值質除以該值減去4之後的數值,然後乘上364.56,就可以得到另外一條氫的可見光譜線。由這個公式他不僅能修正當時不是很正確的一些譜線數值,還能預測一些當時尚未被觀察到,而之後才被發現的譜線。它的數字也證明系列是有極限的。  巴耳末的公式可以用來發現吸收或發射譜線,最初被提出來的形式如下(僅有的不同是將巴耳末常數的標示改為"B"):  此處  在1888年,物理學家芮得柏將巴耳末公式一般化,使它能適合所有的氫光譜線的轉換。常用的巴耳末公式成為芮得柏公式的一個特例(n=2),並且使用倒數的關係,重新將上面的公式簡化(conventionally using a notation of n for m as the single integral constant needed):  此處λ是吸收或發射譜線的波長,"R"是氫的芮得柏常數,其數值為巴耳末常數四分之一的倒數,而對一個無限大的原子核就是4/(3.6456*10m) = 10,973,731.57 m.。

  巴耳末系在天文學中特別有用,因為巴耳末線出現在許多天體的現象中。而且氫在宇宙中的豐盈度,使它在被看見時,總是比共同存在的其他元素譜線更為顯而易見。  在恆星的光譜型別,主要是由表面的溫度決定,是建立在光譜線的相對強度上,而巴耳末系在這方面室非常重要的。其它可以取決於進一步光譜分系的特徵還包括表面重力(與物體的大小有關)和成分(結構)。  因為在各種不同的天體中巴耳末系都是可以觀察到的譜線,它們常被利用多普勒位移來測量視線速度。這在天文學所有的領域上都很有用,像是測量聯星、系外行星、中子星和黑洞等緻密天體(測量圍繞著的吸積盤中氫的運動)、確認有著相似運動天體的起源和是否是同一群天體(移動星群、星團、星系團、和來自碰撞的碎片)、測量星系或類星體的距離(精確的紅移)、或是經由光譜分析辨識出不熟悉的天體。  依據被觀測物件的本質,巴耳末線可以出現在吸收譜線或發射譜線中。在恆星,巴耳末系通常是吸收線,而且在表面溫度10,000K(光譜型別A)的恆星最為強烈(明顯)。在許多的不規則星系、螺旋星系、AGN、HII區、和行星狀星雲,巴耳末線是發射線。  在恆星光譜中,H-ε線(7躍遷至2)經常會與其他的吸收譜線混合,天文學家都知道電離的鈣的"H"(夫朗荷斐譜線中的標示),CaH的波長是396.847奈米,與H-ε線非常接近,在低解析的光譜中式無法分辨兩者的。同樣的,H-ζ線(8躍遷至2)在高溫恆星中也會與中性氦的混合。
巴耳末系(Balmer series)或巴耳末線是原子物理學中氫原子六個發射譜線系列之一的名稱。