Бальмеровский декремент - отношение интенсивностей I водородных эмиссионных спектральных линий серии Бальмера в спектрах газовых туманностей и других астрофизических объектов. Обычно интенсивность линии принимают за единицу и сравнивают интенсивности других линий с ней.
Бальмеровский декремент определяется в основном населенностью уровней энергии атомов водорода и условиями выхода фотонов. В зонах HII заселение уровней водорода происходит главный образм при радиационных рекомбинациях ионов и электронов. Зоны HII обычно являются оптически толстыми для изучения в линиях серии Лаймана, но оптически тонкими для других линий водорода и в непрерывном спектре. В этом случае величина бальмеровского декремента очень слабо зависит от температуры, плотности вещества и оптической толщины туманности в линиях серии Лаймана. При параметрах, типичных для зон HII: = 2,81 : 1 : 0,47 : 0,26 : 0,16... Обычно наблюдаемые значения бальмеровского декремента искажены из-за селективного межзвездного поглощения света, делающего наблюдаемый бальмеровский декремент более крутым. Сравнение теоретического бальмеровского декремента с наблюдаемым используют для измерения межзвездного поглощения света.
В других астрофизических объектах с эмиссионными спектрами, например в остатках вспышек сверхновых звезд, активных ядрах галактик, квазарах, звездах Вольфа-Райе, величина бальмеровского декремента определяется большим набором процессов, таких, как возбуждение и деактивация уровней ударами частиц, многократное рассеяние в спектральных линиях водорода (в случае, если изучающие газовые образования оптически толсты в этих линиях) и так далее. В этих объектах бальмеровский декремент может сильно отличаться от бальмеровского декремента для зон HII и быть более крутым и переменным во времени. Наблюдаемые значения бальмеровского декремента в совокупности с другими данными наблюдений можно использовать для определения физических условий в этих объектах.