本研究报道了阿连德（Allende）陨石中36个球粒化学成分的未发表数据。1969年至1974年间，通过多种仪器中子活化分析（INAA）技术测定了17种元素的浓度。尤为重要的是通过快中子活化分析（FNAA）测定的Si（硅）浓度，因为Si在球粒整体分析中很少被测定。新的Si数据证实了阿连德陨石球粒与基质之间Mg/Si比率的互补性。新的Ti（钛）数据表明阿连德球粒中存在非球粒陨石的Al/Ti比率，与早期数据一致。球粒中难熔亲石元素的非球粒陨石型分布模式表明，球粒中难熔元素的高含量并非Ca、Al-rich inclusions（富钙铝包体，CAI）加入球粒前体的结果。球粒形成很可能发生在CAI加入之前。阿连德球粒中非球粒陨石型的Sc/Ir（钪/铱）比率要求基质中存在完全互补的比率，以实现整体球粒陨石型的Sc/Ir比率。由于Ir既不与Sc也不与Ni相关，大部分Ir必然以难熔金属合金（早期星云凝结物）的形式进入球粒前体。在阿连德及其他碳质球粒陨石中，基质与球粒并非独立存在。碳质球粒陨石的球粒在成分上并非球粒陨石型，因此它们不太可能代表行星的基本组成单元。
球粒陨石是太阳系早期形成的、直径平均0.2至2毫米的球形硅酸盐熔融液滴，是原始陨石乃至所有早期太阳系物质（包括类地行星）的重要组分。然而，球粒陨石的起源仍是宇宙化学中尚未解决的核心问题。理解球粒陨石的形成机制需要准确的总体化学成分数据，但直接测定球粒陨石整体化学成分的研究相对较少。传统方法多通过切割陨石暴露球粒陨石进行二维截面分析，再将二维数据转换为三维真实成分，这一过程存在显著问题。仪器中子活化分析（INAA）因其非破坏性和能够测定真实整体化学成分的优势，被认为是测定球粒陨石总体化学的最佳方法，但该方法目前在宇宙化学研究中已较少使用。特别是INAA能够精确测定难熔亲铁元素Ir（铱），这是其他方法难以在小样本球粒陨石中分析的。20世纪60年代，随着高分辨率Ge(Li)探测器在γ射线记录中的广泛应用，INAA方法逐渐普及。然而，球粒陨石的主要组成元素Si、Mg和Fe中，Si无法通过反应堆中子进行INAA分析，而需要通过加速器产生的14 MeV中子（来自(d,T)核反应）进行快中子活化分析（FNAA）。由于合适的加速器数量有限，FNAA的应用受到限制。
在此背景下，研究人员于1968至1975年间在Battelle太平洋西北实验室开展了系统的多种中子活化分析研究（包括快中子、热中子和超热中子活化分析），采用不同照射时间，测定了阿连德陨石36个球粒和4个基质样品中17种元素的浓度。这些数据此前从未发表，本研究首次完整呈现了这一数据集，并在当前球粒陨石形成模型的框架下进行了讨论。该数据集不仅包含高质量的Si浓度数据（通过FNAA测定），还包含Ti和Zn等球粒陨石中罕见测定元素的数据，为研究Si/Mg比、Al/Ti比以及挥发性元素Zn的丰度提供了重要约束。
样品来源于史密森学会提供的阿连德陨石碎片。大多数球粒陨石取自Field No. 22采集的单一碎片，其余来自未编目碎片。研究人员在层流洁净罩中用手术刀尖端从新鲜断裂面挑取球粒陨石，使用聚四氟乙烯涂层镊子操作，并以Mettler Microgram天平称重编号。基质样品从四个球粒陨石周围区域刮取，密封于聚乙烯容器中。分析过程中采取了严格的防污染措施。
样品照射于汉福德K-East钚生产反应堆（1969年两次短照射1-6分钟测定Al、Mg、Mn、Na、Ti、V；1970年长照射至约10
18 中子/cm
2 测定Au、Ca、Co、Cr、Eu、Fe、Ir、Na、Sc、Zn），使用Ge(Li)探测器系统及低本底反符合屏蔽γ射线谱仪进行计数。Si和Ni含量于1974年通过Kaman Nuclear Model A-711快中子发生器（输出4×10
10 中子/s）产生的14 MeV中子照射测定，部分样品在华盛顿州立大学核辐射中心进行额外照射以复核结果。所有计数系统输出通过2048道分析器处理。标准样品包括高纯元素标准、试剂级化合物标准溶液以及美国地质调查局（U.S.G.S.）岩石标准W-1、G-1、BCR-1、DTS-1和阿连德全岩参考物质。
研究结果显示，分析不确定性远低于浓度变化（标准偏差），证明球粒陨石成分的变化反映真实差异而非分析误差。大多数元素的算术平均值与质量加权平均值差异不大，但Na、Fe、Co、Ni四种元素存在显著差异：Fe、Ni、Co的质量加权平均值较低，表明较大球粒陨石对这些元素的平均浓度贡献较少；而Na则相反，在较大球粒陨石中浓度更高。
Si/Mg比率的互补性。研究人员通过FNAA获得的Si数据证实了阿连德陨石球粒与基质之间存在互补性：球粒陨石具有高Mg/Si比，基质具有低Mg/Si比，而整体陨石接近CI球粒陨石（太阳）比值。这一发现排除了球粒陨石与基质独立形成后混合的模型。Wasson和Rubin（2010）对Acfer 094等碳质球粒陨石的基质分析也显示类似的基质高Si/Mg比特征。热变质作用会降低甚至消除这种互补性，如在平衡型CO陨石Warrenton中球粒陨石与基质的Si/Mg比已相同。Friend等（2016）发现多数碳质球粒陨石球粒陨石存在矿物学分带（橄榄石核、辉石边），SiO气体与橄榄石反应形成辉石的过程会增加球粒陨石的Si含量，这意味着原始球粒陨石的Si含量更低、互补性更强。球粒陨石Mg/Si比不随球粒陨石质量（大小）变化，排除了母体水热蚀变的影响，因为若存在水热蚀变，小颗粒球粒陨石应受到更强影响。
Al/Ti比率的互补性。Al和Ti作为难熔亲石元素，在整体球粒陨石中具有恒定的太阳比值，且不受热变质或水热蚀变影响。研究人员发现阿连德球粒陨石具有低于球粒陨石型的Al/Ti比，与Renazzo陨石（CR群）、Mokoia陨石（CV3氧化亚群）等先前研究一致。这一互补性在多种碳质球粒陨石中均有发现，且与ICP-OES、ICP-MS等不同分析方法结果吻合。难熔亲石元素在球粒陨石中的富集并不均匀，排除了Ca、Al-rich inclusions（富钙铝包体，CAI）加入导致富集的可能性，表明球粒陨石形成于CAI加入之前。Al/Ti比与Al含量的关系图显示，细粒CAI具有高于球粒陨石型的Al/Ti比，无法解释球粒陨石的低Al/Ti比。
Sc/Ir比率的互补性。Sc（难熔亲石）和Ir（难熔亲铁）具有相似的凝结温度（Ir 1603 K，Sc 1659 K，10
-4 bar），在整体球粒陨石和粗粒CAI中比值恒定。然而阿连德球粒陨石中Ir浓度变化达100倍，Sc变化10倍，且二者无相关性。质量平衡计算表明，球粒陨石对整体Sc贡献48%、Ir仅19%，CAI贡献约1/3，基质+金属+硫化物贡献剩余部分（Sc 18%，Ir 43%）。这种高度分馏的基质组分是实现整体球粒陨石Sc/Ir比的必要条件，排除了随机混合的可能性。Ir与Ni无相关性表明，大量Ir以难熔金属瘤（RMN）形式存在于不透明包体中进入球粒陨石前体，而非FeNi金属相。这些难熔金属合金可能是早期星云凝结物。
挥发性元素行为。Zn（锌）作为挥发性元素，平均浓度约48.7 ppm，仅为CI浓度（310 ppm）的16%，与其他挥发性元素（Se、Te、In、Tl等）一致。这些凝集温度低于700 K的元素在球粒陨石前体中保持未分馏状态，表明球粒陨石形成过程中未发生显著的挥发性元素丢失。
综合上述研究结果，本研究得出以下主要结论：阿连德及其他碳质球粒陨石中球粒陨石与基质并非独立存在，二者从单一球粒陨石储库中形成。球粒陨石具有化学分馏的成分，不太可能作为行星的基本构建单元（如卵石吸积模型所假设），只有整体陨石（球粒陨石加基质）才是合适的行星构建单元。球粒陨石中难熔元素的分馏模式不同于CAI，表明球粒陨石形成和元素分馏发生在CAI加入碳质球粒陨石之前。始于星云尺度的全球性球粒陨石形成事件、随后与细粒CI型基质混合的模型与这些发现不符。由于球粒陨石与基质化学上的互补性，以及球粒陨石内部Ir存在方式的特殊性，研究人员认为球粒陨石形成过程中的元素分馏是通过前体尘埃球聚集过程中不同矿物相的选择性富集实现的，而非后期混合或母体改造的结果。
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