Es hängt von Ihrem Stern und den Wellenlängen ab, die von der Atmosphäre absorbiert werden. Hier ist ein Diagramm für die Erde:

Die gelben Bits sind das Licht, das von der Sonne ankommt, die roten Bits sind das, was es durch die Atmosphäre schafft. Einfallendes Licht passt ziemlich gut zu einem Schwarzkörperspektrum. Sterne mit unterschiedlicher Temperatur (Farbe) verschieben den Peak entsprechend – aber alle einheimischen Kreaturen werden sich vermutlich weiterentwickeln, um die äquivalenten „hellsten“ Wellenlängen für ihren sichtbaren Bereich zu verwenden.

Wie Sie sehen können, befinden sich Teile des Spektrums, obwohl sie hauptsächlich von Wasserdampf absorbiert werden, hauptsächlich im Infrarotbereich des Spektrums, und die Wellenlängenbänder mit der höchsten Energie liegen im sichtbaren und nahen Infrarot .

Das Bild stammt aus Wikipedia, erstellt von Robert A. Rohde als Teil des Global Warming Art-Projekts, lizenziert unter der Gnu-Lizenz für freie Dokumentation v1.2 oder höher.

Wenn Sie vorhaben, Ihrer Atmosphäre andere Gase / Verbindungen hinzuzufügen, lohnt es sich wahrscheinlich, spektroskopische Daten nachzuschlagen, um zu sehen, wo sich die spektralen Absorptionsbänder befinden.

Das von Ihrem Planeten empfangene Lichtspektrum hängt von zwei Faktoren ab: der spektralen Strahlung des/der Mutterstern(e) und der atmosphärischen Zusammensetzung des Planeten. Die Temperatur des Sterns bestimmt sein Spektrum (vom Weltraum aus gesehen). Die atmosphärische Zusammensetzung des Planeten bestimmt, welche Wellenlängen des Lichts gestreut und von den Spektren absorbiert werden, die von den Muttersternen empfangen werden.

Spektrale Ausstrahlung

Die spektrale Strahlkraft Ihres Sterns kann durch das Plancksche Gesetz angenähert werden :

$B_\lambda (\lambda) = \frac{2hc^2}{\lambda^5} \frac{1}{e^{\frac{hc}{\lambda k_B T} }-1}$

wo$h$ist Plancks Konstante,$c$ist die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum, und$k_B$ist die Boltzmann-Konstante und T ist die Temperatur Ihres Sterns. Wenn Sie das noch nicht festgestellt haben, können Sie sich auf die Stellar Spectral-Typen von Hyperphysics beziehen . Plotten$B_\lambda$vs$\lambda$wird das Spektraldiagramm @JerryTheC erzeugen, auf das in ihrer Antwort verwiesen wird. Sie können auch die Wellenlänge berechnen, bei der die Intensität pro Wellenlängeneinheit der Strahlung maximal ist,$\lambda_\max$unter Verwendung des Wienschen Verschiebungsgesetzes ( hier erklärt ):

$\lambda_\max = \frac{b}{T}$

wobei b die Wienssche Verschiebungskonstante ist.

**Hinweis: Das Wiensche Verschiebungsgesetz lokalisiert das Maximum des Spektrums. Wenn das Spektrum gaußförmig (glockenförmig) ist, dann ist die Farbe eine Mischung der Wellenlängen innerhalb einer Standardabweichung von$\lambda_\max$. Das ist das „Normale“ der Gaußschen$\lambda_\max \pm 1\sigma$oder das Blau in dieser Kurve .

Atmosphärische Zusammensetzung

Die Atmosphäre der Erde ist geschichtet. Da jede Schicht eine andere Zusammensetzung hat, streuen sie jeweils unterschiedliche Wellenlängen. Die Ozonschicht in der Stratosphäre streut UV-Licht. Stickstoff in der Troposphäre streut blaues Licht viel stärker als grünes, gelbes und rotes Licht ( siehe hier ). Wenn das Licht mehr Luft durchdringt, nimmt die Streuung zu und verschiebt dadurch die Farbe zu kleineren Wellenlängen. Deshalb ist die Sonne im Zenit gelb, aber bei Sonnenauf-/untergang orangerot.

Wenn die atmosphärische Zusammensetzung das Licht anders streuen würde, erwarten Sie ähnliche Ergebnisse, aber bei unterschiedlichen Wellenlängen. Leider kann ich hier ohne Vorkenntnis Ihrer atmosphärischen Zusammensetzung nichts Nützlicheres liefern, und selbst dann bin ich kein (Exo-)Planetenwissenschaftler.