普通球粒陨石（英文名：Ordinary Chondrites），是一种未分异型、具有球粒结构的陨石，由橄榄石、低钙辉石、培长石、锥纹石、陨硫铁等矿物组成。普通球粒石陨石是数量最多、最常见的陨石类型，约占陨石总数的90%以上，由此得名。普通球粒陨石类型一般采用化学群和岩石类型表示，比如H4型代表化学群为H群，岩石类型为4型的普通球粒陨石。
陨石诞生于太阳系早期，约有45亿年历史。球粒陨石是太阳系内最原始的物质，是从原始太阳星云中直接凝聚出来的产物，它们的平均化学成分代表了太阳系的化学组分，其特点是内部含有大量毫米到亚毫米大小的硅酸盐球体。根据化学成分和铁-镍含量，普通球粒陨石可以划分为H（高的总铁）、L（低的总铁）及LL（低的总铁，低金属）化学群，它们可根据普通球粒陨石的总体化学、同位素组成、球粒大小及氧化数相区别。在普通球粒陨石中H、L及LL分别占42.8%、47.4%和9.8%，其中南极洲格罗夫山陨石群中L群占比达64.2%。普通球粒陨石主要分类参数包括橄榄石Fa摩尔分数（H群17.3%-20.2%）和氧同位素组成（Δ17O值）。随着陨石母体热变质程度由低向高变化，普通球粒陨石的岩石类型由3型向6型过渡，其对应岩石矿物学特征发生系列性变化，如球粒结构逐渐模糊以至消失、基质重结晶程度增高、球粒中玻璃发生脱玻化、化学成分发生均一化等。
普通球粒陨石形成于早期太阳星云，对研究早期太阳星云演化具有重要意义。小行星3789南极科考发现的GRV 022115陨石显示辉石分解成因的纳米级单质金属铁，揭示其母体小行星遭受过20-23GPa的高压冲击。此外，俄罗斯车里雅宾斯克陨石被归类为LL5型。
名字由来
普通球粒石陨石是数量最多、最常见的陨石类型，约占陨石总数的90%以上，并由此得名。
陨石构成
陨石诞生于太阳系早期，约有45亿年历史。球粒陨石是太阳系内最原始的物质，是从原始太阳星云中直接凝聚出来的产物，它们的平均化学成分代表了太阳系的化学组分，其特点是其内部含有大量毫米到亚毫米大小的硅酸盐球体。
普通球粒陨石依据其总铁含量将其划分为H（高的总铁）、L（低的总铁）及LL（低的总铁，低金属）化学群，它们可根据普通球粒陨石的总体化学、同位素组成、球粒大小及氧化数相区别。在普通球粒陨石中H、L及LL分别占42.8%、47.4%和9.8%，其中有三分之二的L群球粒陨石受到强烈的冲击作用，由于H、L和LL球粒陨石的球粒相似，表明具有共同的源区。对中国653块南极洲格罗夫山普通球粒石陨石分类结果的统计表明，H、L、LL分别占31.7%、64.2%和4.1%，其中有26%的L球粒陨石受到强烈的冲击（S4-6），L球粒陨石在数量上约为H球粒陨石的两倍，而LL球粒陨石稀少，其他南极地区收集的陨石中，H球粒陨石多于L球粒陨石，相比之下显示出格罗夫山陨石富集区与其他南极陨石富集区的差异。此外，除H、L、LL化学群外，新近发现有低FeO的普通球粒陨石，即有少量普通球粒陨石，在硅酸盐内含有异常低的FeO，并将这些球粒陨石称为还原的普通球粒陨石（Burnwell，LAP04757，EET96031），其中Burnwell为H群球粒陨石，平均Fa摩尔分数为15.8%，低于H群球粒陨石（17.3%~20.2%），且总铁的丰度又不能与H球粒陨石相区别，应属于普通球粒陨石族，因硅酸盐中低的FeO是靠增高铁金属的丰度来平衡。
化学组成
按E（顽火辉石球粒陨石）-C（碳质球粒陨石）-H-L-LL顺序，斜方辉石（Fs）及橄榄石（Fa）系统增高的同时，金属铁减少，金属相中的镍浓度增高，随着铁摩尔分数的增高，金属铁含量降低，LL群含有少许铁，镍含量最高。对普通球粒陨石而论，H-L-LL顺序，FeO含量增高，金属铁含量降低。根据球粒陨石全岩化学全分析结果（总Fe和FeO含量）及Fe、Co、Ni的含量可初步判断球粒陨石的化学群。
陨石特征
陨石氧同位素
普遍认为球粒是内太阳星云的主要固体组分。表为平衡型普通球粒陨石常规的分类参数，包括平衡普通球粒陨石的平均球粒表观直径、橄榄石的Fa（%）值及金属相Ni和Co的含量；普通球粒陨石的氧化数（平均橄榄石Fa为代表）和氧同位素组成（Δ17O为代表）是不均匀的，由于橄榄石中Mg和Fe的扩散较快，故平均橄榄石Fa含量可用以判定岩石的总体氧化态；Δ17O值（相对于地球分馏线的17O/16O的偏差，以公式Δ17O=δ17O－0.52×δ18O表示）用以测定普通球粒陨石全岩的氧同位素组成，δ17O和δ18O的值是相对于标准的平均海水（SMOW）的氧同位素组成。普通球粒陨石族（H、L、LL）在球粒大小、氧同位素组成、氧化数及亲铁/亲石元素比值等性质方面发生系统的变化，它们很可能在邻近R群球粒陨石的部位形成，但相对于OC（H0.73‰，L1.08‰，LL1.26‰），R群球粒陨石具有高的Δ17O值（约2.9‰），其形成部位应稍远于OC球粒陨石。这些主要的分类参数有助于划分平衡普通球粒陨石的化学岩石类型。此外，每一普通球粒石陨石群的单个陨石中平均橄榄石Fa摩尔分数变化约为3%~6%；总的Δ17O变化约为0.3‰~0.5‰，表明它们具有宽的小行星尺度（约100km的量级）和不均匀性。
陨石结构
普通球粒陨石由橄榄石、低钙辉石、斜长石、铁纹石、陨硫铁等矿物组成的，具有球粒结构的陨石。是一种未分异型陨石。
不同球粒陨石群中球粒的平均大小、球粒结构类型、复合球粒、带火成边球粒及含硫化物球粒的比例是不同的，不同球粒陨石群球粒的氧同位素组成表明，球粒可能是在不同的日心距离和不同时间形成的。为阐明球粒的形成环境，Rubinf研究了球粒和球粒陨石中的物理性质和岩石学性质的相互关系，在研究不同球粒陨石群球粒大小和球粒结构的基础上，发现CV、CK、CR球粒陨石平均球粒直径大，分别为910um、870um及700um,放射状辉石球粒（RP）+隐晶质球粒（C）、包封复合球粒（enveloping化合物 chondrule）、厚的火成边球粒的比例高，含硫化物的类-I（低FeO）球粒的比例较低。与此相反，CM、CO、OC、R、EH、EL球粒陨石的平均球粒直径较小（150~570μm），与前者（CV、CK、CR）相比，较小平均球粒大小的球粒陨石群（CM、CO、OC、R、EH、EL）具较高比例的放射状辉石+隐晶质球粒丰度，低的包封复合球粒丰度及低比例的火成边球粒丰度和高比例的含硫化物类型I球粒丰度。
平衡的CK球粒陨石的斜长石Na的含量较低；平衡的OC（普通球粒陨石）、R、EH及EL球粒陨石培长石的Na含量高（图1），平衡型普通球粒陨石斜长石的组成（An值）为：H12.3、L10.2、LL10.5，而EH的An值为1.5,相应的Na/Mg值也较高，H为0.90、L为0.93、LL为0.91,而非平衡的CM及CO分别为0.69和0.56,CV、CR和CK分别为0.45、0.46及0.43[17-18]，CK球粒陨石则由于在冲击事件中发生熔融和再结晶作用，斜长石的平均An值为46；包封的复合球粒和带火成边的球粒是在球粒合并进入尘粒球（dustball）之后重新熔融形成的，环绕尘粒球粒后的多次重新熔融导致产生大的球粒，RP和C球粒由其初始物质集合体完全熔融形成，如它们环绕有尘粒，由于小的尘粒与熔体混合，并可提供正在结晶的斑晶核，则有利于产生斑状球粒。这些球粒物理性质中的相关性认为，大球粒的球粒陨石群，曾经环绕有厚的富尘粒幔（形成于满布尘粒的星云环境），由于热不能快速向外辐射，导致尘粒幔更加缓慢冷却，硫化物向球粒表面迁移，使硫化物发生广泛的蒸发，与此同时，球粒中的Na丢失，因此，平衡的CK球粒陨石显示Na的亏损。
球粒陨石的冲击变质效应
石陨石母体演化历史中冲击事件起着重要的作用，它压实和石化尘粒，并形成陨石；产生冲击矿物；母体上陨石矿物的冲击黑化；转变其母体为砾石，其中一些进入地球，即陨石。平衡型普通球粒陨石中除橄榄石、培长石、斜方辉石及Ca-辉石的冲击效应外，岩相学的冲击指示剂包括铬铁矿细叶脉、铬铁矿-斜长石集合体、多晶陨硫铁、金属Cu、金属Fe-Ni内不规则状的陨硫铁颗粒、快速固化的金属-硫化物共生、马氏铁及不同类型的合纹石、金属-硫化物脉、大的金属及/或硫化物团块、硅酸盐熔融脉、硅酸盐黑化、低Ca斜辉石、硅酸盐熔融池及大的硅酸盐熔融区。有一些指示剂在类型4-6的普通球粒陨石中已获证实，即碰撞事件引起平衡型普通球粒陨石达到S3-6的冲击阶段，表明有许多普通球粒陨石可能经受了多期次的冲击和退火作用。因为39Ar-40Ar年代学资料表明，MIL99301（LL6,S1）约在4.26Ga以前退火，推测为其主要的撞击事件，另一些可能在4.44~4.45Ga以前退火，撞击引起的退火作用对普通球粒陨石的热变质作用有重大的贡献。此外，局部冲击加热导致形成冲击脉、熔融池、金属-硫化物混合物、晶簇（vugs）、粘合集块岩（agglutinates）及各种熔融-岩石碎屑。普通球粒陨石的平均冲击阶段从类型3-6系统增高。如果小行星是因碰撞而加热，则可认为在岩石类型与冲击阶段之间有正相关关系。
关于冲击加热普通球粒陨石的热源问题，光谱反射率的研究认为，有一半多大的小行星分布在2.8个天文单位（AU）内，并属于火成或变质的小行星，长寿命放射性核素40K、232Th、235U、238U可使半径大于或等于1500km的行星大小物体熔融；对于球粒陨石质小行星物体，由于其高的表面/体积比致使快速散热。近年来有两种小行星加热机制引起许多学者讨论，即短寿命核素26Al（t1/2=0.72Ma）及60Fe（t1/2=1.5Ma）及在早期T金牛相原太阳风内的电磁感应，但这两种机制存在相当大的问题，在普通球粒陨石的各种球粒和碎屑中未发现有26Mg过剩，这些物体（球粒陨石凝聚）有可能是在26Al衰变逃逸后形成的，因为AI在球粒陨石质物质和分异的小行星内的分布是均匀的，由26AI衰变加热应是相同的，这与玄武岩质无球粒陨石及中铁陨石岩石学和化学的多样性是不一致的。因此，20AI集中在分异小行星的部分熔体内，并迅速迁移到表面（小于1个半衰期内），排除了20AI的进一步加热，既然对上述加热机制有所怀疑，大的小行星内有关碰撞加热的机制应予以重视。
石陨石冲击的直接证据：
（1）冲击黑化，即冲击后变为灰色到黑色，并形成亚微米级的金属颗粒；陨石内通过陨石物质熔体，使不透明物质重新分布；受冲击加热的岩石，大多破裂退火，留下几微米的小金属颗粒。
（2）冲击阶段，测定冲击波通过岩石后矿物晶体受破坏的程度，划分冲击阶段的标准包括：矿物晶体的光学消光，当晶体结构发生错位和破坏时，出现波状消光；橄榄石破裂；形成熔池和不透明冲击脉；冲击产生熔长石及固态再结晶作用。
（3）破裂和轨道演化的宇宙射线暴露年龄：高能宇宙射线可穿透几十厘米的岩石，并产生不同的蜕变产物和中等短寿命的放射性同位素，并衰变为稳定的子体同位素，表明其曾暴露于宇宙空间环境，通过一对放射性同位素及其子体相对丰度的比较，并假设宇宙射线通量的产率，就可计算物质暴露于宇宙射线的时间。如约45%的H球粒陨石的宇宙射线暴露年龄约7Ma,表明在7Ma以前有一次碰撞事件；6Hebe小行星可能是H球粒陨石的母体，Flora区（半长轴a=2.5AU）为LL球粒陨石的源区，L球粒陨石的小行星源区（半长轴a=2.8AU）,虽然与H及LL球粒陨石形成相关，但由于动力学作用使小行星轨道有相当大的改变，有三分之二的L球粒陨石受到重的冲击，其39Ar-40Ar年龄近于470Ma，认为它们约在470Ma以前受到一次主要的冲击，使之破裂（1~15km小行星碎块-Gefion族，约造成5个地球陨石坑），测得慢的冷却速率，意味着原始母体大于或等于100km，很明显，冲击时标与瑞典南部的Mid-Ordovician 地层年龄（（467土2）Ma）一致，并在球粒陨石的铬铁矿颗粒和石灰岩中有铱的富集，记录了大的主带小行星同次灾变破裂事件，至少约有30%的L球粒陨石降落到地球。
（4）石陨石和小行星密度可作为小行星碰撞历史的指示剂：灾变冲击事件可留下它们的印迹，普通球粒陨石类似S-型小行星，密度约3.5g/cm³，孔隙度为7%~11%；暗色碳质物质类似于暗色C型小行星，其密度变化范围比普通球粒陨石大，CI和CM为2.5g/cm3，而CR为3.5g/cm3。
辅助分类参数
普通球粒陨石的可见及近红外光谱
由于橄榄石和辉石显示1μm或2μm的强吸收带，直接比较陨石与小行星之间光谱带参数（带Ⅰ和Ⅱ中心，带的面积比），橄榄石的主要诊断特征为约在1um复合吸收带特征，并由3个不同吸收带组成，复合1um带为占据M1和M2结晶位置归因于Fe2+电子跃迁，当氧化铁含量增加向较长波长运移；辉石在约1um和2um处有两个吸收带，与Fe2+晶体场跃迁有关，并优先占据M2的位置；低-钙辉石定义为小于11%casio3（Wo），吸收带位置与组成之间有紧密联系，当带I和带IⅡ位置随硫酸亚铁含量增加而增高；高-钙辉石在组成与带的位置之间也有相关关系，源于可见/近红外光谱（VIS/NIR）的矿物组成和丰度可用以小行星分类、鉴定石陨石母体及了解小行星带的结构。Dunn et al.用48个含斜方辉石、单斜辉石和橄榄石平衡4-6型普通球粒陨石建立了光谱与矿物学之间新的联系，并校正VIS/NIR光谱鉴定橄榄石/橄榄石+辉石（ol/ol+px）丰度的比值及铁镁硅酸盐组成（Fa,Fs），这些校正证明当带I中心受到铁镁硅酸盐组成控制时，带区比（band 面积 ratios,BAR）受矿物丰度的控制，源自光谱的矿物学参数，约有80%可正确划分H、L、LL球粒陨石，并可应用于普通球粒陨石矿物学的S（IV）小行星，用这些矿物学参数进行小行星和陨石的比较和依据铁镁质硅酸盐组成有利于划分H、L、LL化学群，藉此可作为划分普通球粒石陨石化学群的参考。
平衡型普通球粒陨石的X射线衍射分类
由于平衡型普通球粒陨石的H、L、LL之间橄榄石组成不同（HFa16-20；L Fa22-26；LL Fa27-32），合成和天然橄榄石X射线衍射（XRD）研究发现，橄榄石的晶胞参数与化学组成有较明显的相关关系。因此，X射线衍射可作为平衡型普通球粒陨石分类的工具（PW 3040X-Diffrctor及Co Ka辐照）。扫描设置：每0.02度0角分别为0.5s、5s、30s及45.05s,为区分普通球粒陨石化学群和评估橄榄石Fa的含量，扫描时间应足够长（>5s/°,30s/°）,主要分析H、L、LL群中橄榄石的d13o及d3o2的结晶面，即测定橄榄石的d130晶面间距，并作为球粒陨石中橄榄石组成的指示剂。
普通球粒陨石中云雾状镍纹石分类
普通球粒陨石的热和撞击历史可提供小行星演化历史的重要信息、Scot et al.测定了H球粒陨石内云雾镍纹石（cloudy taenite）中的高Ni粒子，这些粒子是由镍纹石的旋节线分解（spinal decomposition）或亚稳界线形成的，并因扩散生长而变粗。因此，其大小反映了在600~700K的冷却速率，且与5个铁陨石群和石-铁陨石的金相冷却速率呈反相关关系。云雾状镍纹石的研究也提供镍纹石组成的冲击加热效应，因云雾状镍纹石由纳米级尺度的Fe-Ni的扩散作用所改造。研究结果表明，金相冷却速率可制约H球粒陨石的热历史；在600~900K的冷却速率主要与岩石类型相关（H6 H、L、LL球粒陨石的总体化学和同位素组成、球粒大小及氧化数各不相同，每群球粒陨石，在其吸积作用之前就加入于太阳星云或星云组分内。但有一些普通球粒陨石不属于其中任何一类的球粒陨石群，如有少量普通球粒陨石（Burnwell、LAP 04757、EET96031）的硅酸盐具异乎寻常低的FeO，称之为还原的普通球粒陨石。Burunwell的球粒大小和总体组成与H球粒陨石相似，不同的是硅酸盐的FeO含量低一些（摩尔分数15.8%），其总Fe丰度与H球粒陨石没有区别。因此，硅酸盐中低的FeO与Femetal丰度的增加是平衡的。 铁是组成内太阳系行星、卫星、小行星等固态天体的主要元素，其价态包括 Fe0，Fe2+以及Fe3+。类地行星中的大部分铁元素是以Fe2+形式赋存于橄榄石、辉石等常见造岩矿物中。由于Fe2+在近红外波段的典型吸收特征，使其可以通过反射光谱遥感进行探测并以此推断行星体表层的矿物种类和含量。然而，返回的Apollo月壤以及Itokawa小行星表层样品的研究结果表明，成熟（长期暴露于行星体表面经受太空风化改造）的月壤及小行星表层土壤中存在大量太空风化成因的纳米级单质金属铁颗粒（np-Fe0，Nanophase 铁 Particles）。这些纳米级单质金属铁颗粒的存在显著改变了月壤等的反射光谱特征，给普遍发育有风化层的月球等无大气行星体的光谱探测及数据解译造成了显著干扰。 相关研究结果表明，纳米金属铁主要形成于陨石、微陨石对月球等无大气行星体的轰击过程中。即高真空环境下，由陨石和微陨石轰击产生的瞬时高温，造成撞击靶体和撞击体的熔融、蒸发、汽化并分解形成等离子体，Fe2+随后被自由电子还原并沉积形成单质金属铁微粒。是否发生还原作用是区分np-Fe0与np-FeNi等其他纳米金属颗粒成因的重要依据。然而，通过进一步的陨石学研究结果表明，在大尺度的撞击作用中，橄榄石可以发生原位分解并还原形成纳米级单质金属铁（np-Fe0）。这为人们重新理解与认识单质金属铁的成因提供了思路与参考。太阳系中存在数以万计的S型小行星（普通球粒陨石的母体），与其对应的新鲜普通球粒陨石样品相比，其反射光谱具有与月球相似的太空风化特征（图3c）。小行星形成于太阳系早期，在其形成及演化过程中同样经受过强烈撞击作用的改造，并在普通球粒陨石中保存了大量的冲击熔融脉以及特征高压矿物。 以这一思路为导向，中科院地化所月球与行星科学研究中心博士研究生郭壮与其导师李阳副研究员，通过与威斯康星学院大学麦迪逊徐惠芳教授、南京大学星谢志东教授等专家合作，在一块采自南极格罗夫山地区的普通球粒陨石（GRV 022115，岩石类型L6，冲击程度S5）的冲击熔融脉中发现了辉石分解成因的纳米级单质金属铁。 研究结果表明:在强烈冲击的低氧逸度高温条件下，辉石可以发生分解并产生纳米单质金属铁，二氧化硅以及气孔构造。依据该陨石中冲击产生的高压矿物组合（林伍德石，镁方铁矿，镁铁榴石）得出分解发生的条件为20-23GPa, ＞1800℃。同时在冲击后的快速淬火条件下，该样品很好的保留辉石的亚稳态相变产生的高压斜顽火辉石，为自然条件下辉石发生的复杂相变过程提供了样品支撑。普通球粒陨石GRV 022115中冲击还原成因纳米级单质金属铁及其相关产物的发现，证明了辉石分解这一新的单质金属铁成因机制。相关研究结果不仅深化了人们对普通球粒陨石的母体S型小行星表面太空风化作用的认识，还可扩展应用于其它相似条件的无大气行星体的研究之中。上述成果发表在国际地球科学期刊《Geochimica et Cosmochimica Acta》上。 普通球粒陨石形成于早期太阳星云，对研究早期太阳星云演化具有重要意义。 参考资料 > 上海陨石收藏家花数百万元购得目击陨石，紫金山天文台研究后得出结论.上观新闻.2025-12-20 科研进展 | 普通球粒陨石中纳米级单质金属铁的辉石分解新成因
.中国科学院地球化学研究所.2025-12-20 俄罗斯打捞出最大陨石碎片 两块较大碎片达570公斤.山东频道凤凰网.2025-12-20还原型普通球粒陨石
科学研究
价值意义