巴耳末系

巴耳末系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。

巴耳末系的計算可以使用約翰·巴耳末在1885年發現的巴耳末公式－ 一個經驗式。 來自氫原子所發射的光譜線在可見光有4個波長：410納米、434納米、486納米和656納米。它們是吸收光子能量的電子進入受激態後，返回主量子數n等於2的量子狀態時釋放出的譜線。 ^[1] 

巴耳末系的譜線是電子從主量子數或徑矢量子數n>3的能級返回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，啓發了裏德伯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、布拉開線系：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，像是獵户座大星雲，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，發現在非常高分辨率的觀察下，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。 ^[1] 

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。

在恆星的光譜類型，主要是由表面的温度決定，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（測量圍繞着的吸積盤中氫的運動）、確認有着相似運動天體的起源和是否是同一羣天體（移動星羣、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。

依據被觀測對象的本質，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，而且在表面温度10,000K（光譜類型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）在高温恆星中也會與中性氦的混合。 ^[2]