b'\n_START_ARTICLE_\nDeret Balmer\n_START_PARAGRAPH_\nDeret Balmer atau garis Balmer dalam fisika atom, adalah sebutan dari salah satu dari enam deret bernama yang menggambarkan garis spektrum emisi atom hidrogen. Deret Balmer dihitung dengan menggunakan rumus Balmer, persamaan empiris ditemukan oleh Johann Balmer pada tahun 1885._NEWLINE_Spektrum kasat mata cahaya dari hidrogen menunjukkan empat panjang gelombang, 410\xc2\xa0nm, 434\xc2\xa0nm, 486\xc2\xa0nm, dan 656\xc2\xa0nm, yang sesuai dengan emisi foton oleh elektron dalam keadaan tereksitasi dalam proses transisi ke tingkat kuantum dijelaskan dengan bilangan kuantum utama n sama dengan 2. Terdapat juga sejumlah garis Balmer ultraviolet dengan panjang gelombang yang lebih pendek dari 400\xc2\xa0nm.\n_START_SECTION_\nPeran dalam astronomi\n_START_PARAGRAPH_\nDeret Balmer ini sangat berguna dalam astronomi karena garis Balmer muncul di berbagai objek bintang karena banyaknya hidrogen di alam semesta, dan oleh karena itu sering terlihat dan relatif kuat dibandingkan dengan garis dari unsur-unsur lain._NEWLINE_Spektral klasifikasi bintang, terutama penentuan suhu permukaan, didasarkan pada kekuatan relatif dari garis spektrum, dan deret Balmer khususnya sangat penting. Karakteristik lain dari sebuah bintang yang dapat ditentukan dengan analisis dekat spektrum meliputi gravitasi permukaan (berhubungan dengan ukuran fisik) dan komposisi._NEWLINE_Karena garis Balmer yang biasa terlihat di spektrum berbagai objek, mereka sering digunakan untuk menentukan kecepatan radial berkat pergeseran doppler dari garis Balmer. Hal ini memiliki kegunaan penting di seluruh astronomi, dari mendeteksi bintang biner, planet luar surya, objek kompak seperti bintang neutron dan lubang hitam (dengan gerak hidrogen pada piringan akresi di sekitarnya), mengidentifikasi kelompok objek dengan gerakan yang sama dan mungkin asal mulanya (kelompok gerak, gugus bintang, gugus galaksi, dan puing-puing dari tabrakan), menentukan jarak (pergeseran merah sebenarnya) galaksi atau kuasar, dan mengidentifikasi objek asing oleh analisis spektrumnya._NEWLINE_Garis Balmer dapat muncul sebagai garis penyerapan atau emisi dalam spektrum, tergantung pada sifat dari objek yang diamati. Pada bintang, garis Balmer biasanya terlihat dalam penyerapan, dan garis tersebut "kuat" pada bintang dengan suhu permukaan sekitar 10.000 kelvin (spektral tipe A). Spektrum pada galaksi yang paling spiral dan tidak teratur, AGN, daerah H II, dan nebula planeter, garis Balmer merupakan garis emisi._NEWLINE_Pada spektrum bintang, garis H-epsilon (transisi 7-2) sering bercampur dengan garis penyerapan lain disebabkan oleh kalsium terionisasi yang dikenal oleh para astronom sebagai "H" (sebutan asli yang diberikan oleh Fraunhofer). Artinya, panjang gelombang H-epsilon ini cukup dekat dengan CaH pada 396,847\xc2\xa0nm, dan tidak dapat diselesaikan pada spektrum resolusi rendah. Garis H-zeta (transisi 8-2) juga sama bercampur dengan garis helium netral terlihat pada bintang yang panas.'