The search for organic carbon at th

The search for organic carbon at the surface of Mars, as clues of past habitability or remnants of life, is a
major science goal of Mars’ exploration. Understanding the chemical evolution of organic molecules under
current martian environmental conditions is essential to support the analyses performed in situ. What
molecule can be preserved? What is the timescale of organic evolution at the surface? This paper presents
the results of laboratory investigations dedicated to monitor the evolution of organic molecules when submitted
to simulated Mars surface ultraviolet radiation (190–400 nm), mean temperature (218 ± 2 K) and
pressure (6 ± 1 mbar) conditions. Experiments are done with the MOMIE simulation setup (for Mars
Organic Molecules Irradiation and Evolution) allowing both a qualitative and quantitative characterization
of the evolution the tested molecules undergo (Poch, O. et al. [2013]. Planet. Space Sci. 85, 188–197). The
chemical structures of the solid products and the kinetic parameters of the photoreaction (photolysis rate,
half-life and quantum efficiency of photodecomposition) are determined for glycine, urea, adenine and
chrysene. Mellitic trianhydride is also studied in order to complete a previous study done with mellitic
acid (Stalport, F., Coll, P., Szopa, C., Raulin, F. [2009]. Astrobiology 9, 543–549), by studying the evolution
of mellitic trianhydride. The results show that solid layers of the studied molecules have half-lives of
10–103 h at the surface of Mars, when exposed directly to martian UV radiation. However, organic layers
having aromatic moieties and reactive chemical groups, as adenine and mellitic acid, lead to the formation
of photoresistant solid residues, probably of macromolecular nature, which could exhibit a longer photostability.
Such solid organic layers are found in micrometeorites or could have been formed endogenously
on Mars. Finally, the quantum efficiencies of photodecomposition at wavelengths from 200 to 250 nm,
determined for each of the studied molecules, range from 102 to 106 molecule photon1 and apply for
isolated molecules exposed at the surface of Mars. These kinetic parameters provide essential inputs for
numerical modeling of the evolution of Mars’ current reservoir of organic molecules. Organic molecules
adsorbed on martian minerals may have different kinetic parameters and lead to different endproducts.
The present study paves the way for the interpretation of more complex simulation experiments where
organics will be mixed with martian mineral analogs.


ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

เป็นการค้นหาคาร์บอนอินทรีย์ที่พื้นผิวของดาวอังคาร เป็นปมของ habitability ผ่านมาหรือเศษของชีวิต การวิทยาศาสตร์หลักการเป้าหมายของการสำรวจของดาวอังคาร เข้าใจวิวัฒนาการทางเคมีของโมเลกุลอินทรีย์ภายใต้ปัจจุบันสภาพแวดล้อมบนดาวอังคารเป็นสิ่งจำเป็นเพื่อสนับสนุนการวิเคราะห์การดำเนินการในซิ อะไรนะโมเลกุลจะรักษาหรือไม่ สเกลของวิวัฒนาการอินทรีย์ที่พื้นผิวคืออะไร นี้ผลการตรวจสอบห้องปฏิบัติการเพื่อตรวจสอบวิวัฒนาการของโมเลกุลอินทรีย์เมื่อส่งการจำลองดาวอังคารพื้นผิวรังสีอัลตราไวโอเลตรังสี (190 – 400 nm), หมายถึง อุณหภูมิ (218 ± 2 K) และสภาวะความดัน (6 ± 1 mbar) ทดลองเสร็จสิ้นการตั้งค่าการจำลอง MOMIE (สำหรับดาวอังคารวิธีการฉายรังสีโมเลกุลอินทรีย์และวิวัฒนาการ) อนุญาตให้ทั้งสองเป็นเชิงปริมาณ และเชิงคุณภาพจำแนกวิวัฒนาการของ โมเลกุลทดสอบรับ (Poch โอเอส al. [2013] ดาวเคราะห์ พื้นที่ Sci. 85, 188-197) ที่โครงสร้างทางเคมีของผลิตภัณฑ์แข็งและพารามิเตอร์เดิม ๆ ของ photoreaction (photolysis อัตราhalf-life และควอนตัมประสิทธิภาพของ photodecomposition) จะถูกกำหนดสำหรับ glycine ยูเรีย adenine และchrysene นอกจากนี้ยังมีศึกษา Mellitic trianhydride เพื่อทำการศึกษาก่อนหน้านี้ที่ทำกับ melliticกรด (Stalport, F., Coll, P., Szopa, C., Raulin, F. [2009] Astrobiology 9, 543-549), โดยศึกษาวิวัฒนาการของ mellitic trianhydride ผลลัพธ์แสดงว่า ชั้นของแข็งโมเลกุล studied มีครึ่งชีวิตของh 10 – 103 ที่พื้นผิวของดาวอังคาร เมื่อสัมผัสโดยตรงกับรังสีบนดาวอังคาร อย่างไรก็ตาม ชั้นอินทรีย์มี moieties หอมและปฏิกิริยาเคมีกลุ่ม เป็นกรด adenine และ mellitic นำไปสู่การก่อตัวของ photoresistant แข็งตกค้าง คงของ macromolecular ธรรมชาติ ซึ่งสามารถแสดง photostability อีกต่อไปชั้นอินทรีย์แข็งดังกล่าวมีอยู่ใน micrometeorites หรืออาจมีการเกิดขึ้น endogenouslyบนดาวอังคาร ในที่สุด ประสิทธิภาพควอนตัมของ photodecomposition ที่ความยาวคลื่นจาก 200 กับ 250 nmกำหนดสำหรับแต่ละโมเลกุล studied ช่วง 10 6 2 ถึง 10 โมเลกุลโฟตอน 1 และแยกโมเลกุลที่สัมผัสที่พื้นผิวของดาวอังคาร พารามิเตอร์เหล่านี้เดิม ๆ ให้ราคาปัจจัยการผลิตสำคัญสำหรับสร้างโมเดลที่เป็นตัวเลขของการวิวัฒนาการของดาวอังคารห้วงปัจจุบันของโมเลกุลอินทรีย์ โมเลกุลอินทรีย์adsorbed บนดาวอังคาร อาจมีพารามิเตอร์ต่าง ๆ เคลื่อนไหว และทำให้ endproducts แตกต่างกันได้การศึกษาปัจจุบัน paves วิธีการตีความการทดลองจำลองการซับซ้อนที่อินทรีย์จะถูกผสมกับแร่ analogs บนดาวอังคาร

ผลลัพธ์ (ไทย) 2:

ค้นหาอินทรีย์คาร์บอนที่พื้นผิวของดาวอังคารที่เป็นปมของการอาศัยอยู่ในอดีตหรือเศษของชีวิตเป็น
เป้าหมายของวิทยาศาสตร์ที่สำคัญของการสำรวจดาวอังคาร ทำความเข้าใจเกี่ยวกับวิวัฒนาการทางเคมีของโมเลกุลอินทรีย์ภายใต้
สภาพแวดล้อมในปัจจุบันดาวอังคารเป็นสิ่งจำเป็นเพื่อสนับสนุนการวิเคราะห์การดำเนินการในแหล่งกำเนิด อะไร
โมเลกุลสามารถเก็บรักษาไว้? timescale ของวิวัฒนาการอินทรีย์ที่พื้นผิวคืออะไร? บทความนี้นำเสนอ
ผลของการตรวจสอบทางห้องปฏิบัติการที่ทุ่มเทให้กับการตรวจสอบการวิวัฒนาการของโมเลกุลของสารอินทรีย์เมื่อส่ง
ไปยังพื้นผิวดาวอังคารจำลองรังสีอัลตราไวโอเลต (190-400 นาโนเมตร) หมายถึงอุณหภูมิ (218 ± 2 K) และ
ความดัน (6 ± 1 เอ็มบาร์) เงื่อนไข การทดลองจะทำกับการตั้งค่าการจำลอง Momie (สำหรับดาวอังคาร
อินทรีย์โมเลกุลฉายรังสีและการ Evolution) ช่วยให้ทั้งสองลักษณะเชิงปริมาณและคุณภาพ
ของการวิวัฒนาการโมเลกุลการทดสอบได้รับ (Poch ทุม et al. [2013]. แพลนเน็ต. อวกาศ Sci. 85, 188-197)
โครงสร้างทางเคมีของผลิตภัณฑ์ที่เป็นของแข็งและพารามิเตอร์การเคลื่อนไหวของปฏิกิริยาแบบใช้แสง (อัตรา photolysis,
ครึ่งชีวิตและมีประสิทธิภาพควอนตัมของ photodecomposition) จะถูกกำหนดสำหรับ Glycine, ยูเรีย, adenine และ
ไครซีน Mellitic trianhydride ยังมีการศึกษาเพื่อให้เสร็จสิ้นการศึกษาก่อนหน้าทำกับ mellitic
กรด (Stalport เอฟเลเซอร์พี Szopa, C. , Raulin เอฟ [2009]. Astrobiology 9, 543-549) โดยการศึกษา วิวัฒนาการ
ของ mellitic trianhydride ผลปรากฏว่าชั้นที่มั่นคงของโมเลกุลศึกษามีครึ่งชีวิตของ
10-103 ชั่วโมงที่อุณหภูมิพื้นผิวของดาวอังคารเมื่อสัมผัสโดยตรงกับรังสียูวีที่ดาวอังคาร แต่ชั้นอินทรีย์
มี moieties หอมและกลุ่มสารเคมีปฏิกิริยาเป็น adenine และกรด mellitic นำไปสู่การก่อตัว
ของสารตกค้างที่เป็นของแข็ง photoresistant อาจจะมีลักษณะโมเลกุลขนาดใหญ่ซึ่งสามารถแสดง photostability อีกต่อไป.
ดังกล่าวชั้นที่เป็นของแข็งอินทรีย์ที่พบใน micrometeorites หรืออาจมี ถูกสร้างขึ้น endogenously
บนดาวอังคาร สุดท้ายประสิทธิภาพควอนตัมของ photodecomposition ในช่วงความยาวคลื่น 200-250 นาโนเมตร
กำหนดสำหรับแต่ละโมเลกุลศึกษาช่วงตั้งแต่วันที่ 10? 2 ถึง 10? 6 โฟตอนโมเลกุล 1 และใช้สำหรับ
แยกโมเลกุลที่สัมผัสพื้นผิวของดาวอังคาร พารามิเตอร์เหล่านี้เกี่ยวกับการเคลื่อนไหวให้ปัจจัยการผลิตที่จำเป็นสำหรับ
การสร้างแบบจำลองเชิงตัวเลขของการวิวัฒนาการของดาวอังคารอ่างเก็บน้ำปัจจุบันของโมเลกุลของสารอินทรีย์ โมเลกุลของสารอินทรีย์
แร่ธาตุที่ดูดซับบนดาวอังคารอาจจะมีการเคลื่อนไหวที่แตกต่างกันพารามิเตอร์และนำไปสู่ ​​endproducts ที่แตกต่างกัน.
การศึกษาครั้งนี้ปูทางสำหรับการตีความของการทดลองจำลองที่ซับซ้อนมากขึ้นที่
จะได้รับสารอินทรีย์ผสมกับ analogs แร่ดาวอังคาร.
?

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

ค้นหาอินทรีย์คาร์บอนที่ผิวของดาวอังคาร เป็นปมอดีตของนิสัยหรือเศษ ของชีวิต เป็นเป้าหมายหลักของการสำรวจดาวอังคารวิทยาศาสตร์
' เข้าใจวิวัฒนาการของโมเลกุลเคมีอินทรีย์ ภายใต้สภาพแวดล้อมของดาวอังคาร
ปัจจุบันจำเป็นเพื่อสนับสนุนการวิเคราะห์ที่แสดงในแหล่งกำเนิด สิ่งที่
โมเลกุลที่สามารถเก็บรักษาไว้ได้ ?อะไรคือเวลาของวิวัฒนาการอินทรีย์ที่พื้นผิว ? บทความนี้นำเสนอผลของการตรวจทางห้องปฏิบัติการ
ทุ่มเทเพื่อตรวจสอบวิวัฒนาการของโมเลกุลอินทรีย์เมื่อส่ง
จำลองพื้นผิวดาวอังคารรังสีอัลตราไวโอเลต ( 190 - 400 nm ) อุณหภูมิเฉลี่ย ( 218 ±
2 K ) และความดัน ( 6 ± 1 มิลลิบาร์ ) เงื่อนไข ทดลองทำกับ momie จำลองการติดตั้ง ( สำหรับดาวอังคาร
การฉายรังสีโมเลกุลอินทรีย์และวิวัฒนาการ ) ให้ทั้งเชิงปริมาณและเชิงคุณภาพการศึกษา
ของวิวัฒนาการการทดสอบโมเลกุลผ่าน ( poch . et al . [ 56 ] ดาวเคราะห์ วิทยาศาสตร์อวกาศ 85 , 188 ( 197 )
โครงสร้างทางเคมีของผลิตภัณฑ์ที่เป็นของแข็งและค่าพารามิเตอร์จลน์ของ photoreaction
( อัตราโฟโตไลซิสครึ่งชีวิตและประสิทธิภาพควอนตัมของ photodecomposition ) มุ่งมั่น สําหรับไกลซีน ยูเรีย สารอัลคาลอยด์และ
chrysene . mellitic trianhydride ยังเรียนเพื่อที่จะเสร็จสมบูรณ์ในการศึกษาก่อนหน้าทำ mellitic
( F . stalport กรด , จังหวัดเชียงใหม่ , หน้าโชป้า raulin , , C , F . [ 2009 ] ดาราศาสตร์ 9 , 543 ( 549 ) โดยศึกษาวิวัฒนาการของ mellitic
trianhydride .ผลที่ได้แสดงให้เห็นว่าชั้นแข็งของศึกษาโมเลกุลมีครึ่งชีวิตของ
10 – 103 H ที่พื้นผิวของดาวอังคาร เมื่อสัมผัสโดยตรงกับดาวอังคาร UV รังสี อย่างไรก็ตาม
ชั้นอินทรีย์มีโมเลกุลหอมและปฏิกิริยาเคมีกลุ่ม และเป็นสารอัลคาลอยด์ mellitic กรด ทำให้เกิดการตกค้าง photoresistant
แข็งอาจ macromolecular , ธรรมชาติซึ่งได้มีการศึกษาความคงตัวต่อแสงยาว เช่น
ชั้นอินทรียวัตถุของแข็งที่พบใน micrometeorites หรืออาจเกิดขึ้น endogenously
บนดาวอังคาร ในที่สุด , ควอนตัมประสิทธิภาพของ photodecomposition ที่ความยาวคลื่นที่ 200 - 250 นาโนเมตร
กำหนดสำหรับแต่ละชนิดของโมเลกุลในช่วง 10  2 ถึง 10  6 โมเลกุล โฟตอน  1 และใช้สำหรับแยกโมเลกุล
สัมผัสที่พื้นผิวของดาวอังคารค่าพารามิเตอร์จลน์เหล่านี้ให้ข้อมูลที่จำเป็นสำหรับ
แบบจำลองเชิงตัวเลขของวิวัฒนาการของดาวอังคาร ' ปัจจุบันอ่างเก็บน้ำของโมเลกุลอินทรีย์ การดูดซับแร่ธาตุจากโมเลกุลอินทรีย์
อาจจะมีค่าพารามิเตอร์จลน์ที่แตกต่างกันและนำไปสู่ endproducts แตกต่างกัน
การศึกษา paves วิธีสำหรับการตีความของการจำลองการทดลองที่ซับซ้อนมากขึ้น
สารอินทรีย์จะถูกผสมกับแร่
 อังคารนี้ .