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n>3的能级返回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n=3至n=2称为H-α，n=4至n=2称为H-β，n=5至n=2称为H-γ，n=6至n=2称为H-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H-α、H-β、H-γ和H-δ，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
来曼系、
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
H-α氢气谱线，是n= 3的壳层和n= 2的壳层之间转移的巴耳末系谱线，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n=2跃迁至n>6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是非常重要的。其它可以取决于进一步光谱分系的特征还包括表面重力（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、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（
移动星群、
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，巴耳末线是发射线。