miniatura|direita|upright=1.15|A maioria dos minerais na Terra se formou após o início da fotossíntese pelas cianobactérias (na imagem), o que começou a adicionar oxigênio à atmosfera. A evolução mineral é uma hipótese recente que oferece um contexto histórico à mineralogia. Ela postula que a mineralogia em planetas e luas se torna cada vez mais complexa devido a mudanças no ambiente físico, químico e biológico. No Sistema Solar, o número de espécies minerais cresceu de cerca de uma dúzia para mais de 5.400, resultado de três processos principais: separação e concentração de elementos; intervalos maiores de temperatura e pressão combinados com a ação de voláteis; e novas vias químicas proporcionadas por organismos vivos.
Na Terra, a evolução mineral é dividida em três eras. O nascimento do Sol e a formação de asteroides e planetas aumentaram o número de minerais para cerca de 250. O retrabalho repetido da crosta e do manto por meio de processos como fusão parcial e tectônica de placas aumentou o total para cerca de 1500. Os minerais restantes, mais de dois terços do total, surgiram de mudanças químicas mediadas por organismos vivos, com o maior aumento ocorrendo após o Grande Evento de Oxigenação.
Uso do termo "evolução" O termo "evolução mineral" foi introduzido em um artigo de 2008 de e coautores que reconheceram que o uso da palavra "evolução" para minerais poderia ser controverso, embora houvesse precedentes desde 1928 no livro The Evolution of the Igneous Rocks, de Norman Bowen. Eles usaram o termo no sentido de uma sequência irreversível de eventos que leva a associações minerais cada vez mais complexas e diversificadas. Diferentemente da evolução biológica, não envolve mutação, competição ou transmissão de informações aos descendentes. Hazen et al. exploraram algumas analogias, incluindo a ideia de extinção. Alguns processos de formação mineral não ocorrem mais, como aqueles que produziram certos minerais em condritos enstatíticos, instáveis na Terra em seu estado oxidado. Além disso, o efeito estufa descontrolado em Vênus pode ter levado à perda permanente de espécies minerais. No entanto, a extinção mineral não é verdadeiramente irreversível; um mineral perdido poderia surgir novamente se condições ambientais adequadas fossem restabelecidas.
Minerais pré-solares miniatura|Grãos pré-solares ("poeira estelar") do meteorito Murchison fornecem informações sobre os primeiros minerais. No início do Universo, não havia minerais, pois os únicos elementos disponíveis eram hidrogênio, hélio e traços de lítio. A formação de minerais tornou-se possível depois que elementos mais pesados, como carbono, oxigênio, silício e nitrogênio, foram sintetizados nas estrelas. Nas atmosferas em expansão de gigantes vermelhas e nas ejeções de supernovas, minerais microscópicos se formaram a temperaturas acima de 1.500 °C.
Evidências desses minerais podem ser encontradas em grãos interestelares incorporados em meteoritos primitivos chamados condritos, que são essencialmente rochas sedimentares cósmicas. O número de espécies conhecidas é de cerca de uma dúzia, embora vários outros materiais tenham sido identificados, mas não classificados como minerais. Devido à sua alta temperatura de cristalização (cerca de 4.400 °C), o diamante provavelmente foi o primeiro mineral a se formar. Seguiram-se grafite, óxidos (rutilo, coríndon, espinela, ), carbonetos (moissanita), nitretos (osbornita e nitreto de silício) e silicatos (forsterita e perovskita de silicato (MgSiO3)). Esses minerais semearam as nuvens moleculares que formaram o Sistema Solar.
Processos Após a formação do Sistema Solar, a evolução mineral foi impulsionada por três mecanismos principais: separação e concentração de elementos; maiores intervalos de temperatura e pressão combinados com a ação química de voláteis; e novas vias de reação impulsionadas por organismos vivos.
Separação e concentração miniatura|Vistas em corte de alguns planetas telúricos, mostrando as camadas|480x480px O nível mais alto na classificação de minerais é baseado na composição química. Contudo, os elementos definidores de muitos grupos minerais, como boro em boratos e fósforo em fosfatos, inicialmente estavam presentes em concentrações de partes por milhão ou menos. Isso dificultava sua reunião para formar minerais até que influências externas os concentrassem. Processos que separam e concentram elementos incluem diferenciação planetária (como a separação em camadas, como núcleo e manto), desgaseificação, cristalização fracionada e .
Variáveis intensivas e voláteis miniatura|direita|upright=1.15|Cristais de gipsita formados com a evaporação da água no Lago Lucero, Novo México, EUA. As combinações permitidas de elementos em minerais são determinadas pela termodinâmica; para um elemento ser adicionado a um cristal em um local específico, ele deve reduzir a energia. Em temperaturas mais altas, muitos elementos são intercambiáveis em minerais tal como a olivina. À medida que um planeta esfria, os minerais ficam expostos a uma maior gama de variáveis intensivas, como temperatura e pressão, permitindo a formação de novas fases e combinações mais especializadas de elementos, como argilominerais e zeólitos. Novos minerais surgem quando compostos voláteis, como água, dióxido de carbono e oxigênio (O2), reagem com eles. Ambientes como calotas de gelo, lagos secos e rochas metamórficas exumadas possuem conjuntos distintos de minerais.
Influência biológica A vida causou mudanças dramáticas no ambiente. A mais significativa foi o Grande Evento de Oxigenação, há cerca de 2,4 bilhões de anos, no qual organismos fotossintetizantes inundaram a atmosfera com oxigênio. Organismos vivos também catalisam reações, criando minerais como aragonita, que não estão em equilíbrio com o ambiente.
Cronologia Antes da formação do Sistema Solar, havia cerca de 12 minerais. A estimativa do número atual de minerais tem mudado rapidamente. Em 2008, era 4.300, mas, em novembro de 2018, havia 5.413 espécies minerais oficialmente reconhecidas.
Na cronologia para a Terra, Hazen e colaboradores separaram as mudanças na abundância mineral em três grandes intervalos: acreção planetária até 4,55 Ga (bilhões de anos atrás); retrabalhamento da crosta e manto entre 4,55 Ga e 2,5 Ga; e influências biológicas após 2,5 Ga. Eles dividiram ainda as eras em 10 intervalos, alguns dos quais se sobrepõem. Além disso, algumas datas são incertas; por exemplo, estimativas do início da tectônica de placas moderna variam de 4,5 Ga a 1,0 Ga. Eras e estágios da evolução mineral da Terra Era/estágio Idade (Ga)Número acumulado de espécies "Ur-minerais" pré-nebulares >4,6 12 Era da acreção planetária (>4,55 Ga) 1. O Sol se acende, aquecendo a nebulosa >4,56 60 2. Formação de planetesimais >4,56–4,55 250 Era do retrabalhamento da crosta e manto (4,55–2,5 Ga) 3. Evolução de rochas ígneas 4,55–4,0 350–420 4. Formação de granitóides e pegmatitos 4,0–3,5 1000 5. Tectônica de placas >3,0 1500 Era da mineralogia mediada biologicamente (2,5 Ga – presente) 6. Mundo biológico anóxico 3,9–2,5 1500 7. Grande Evento de Oxigenação 2,5–1,9 >4000 8. Oceano intermediário 1,85–0,85 >4000 9. Eventos da Terra Bola de Neve 0,85–0,542 >4000 10. Era Fanerozoica de biomineralização <0,542 >5413
Acreção planetária miniatura|Seção transversal de um condrito contendo côndrulos redondos de olivina e inclusões brancas irregulares ricas em cálcio-alumínio miniatura|Amostra de um com cristais de olivina em uma matriz de ferro-níquel Na primeira era, o Sol se acendeu, aquecendo a nuvem molecular circundante. Foram produzidos 60 novos minerais, preservados como inclusões em condritos. A acreção de poeira em asteroides e planetas, bombardeios, aquecimento e reações com água elevaram o número para 250.
Estágio 1: O Sol se acende Antes de 4,56 Ga, a nebulosa protossolar era uma nuvem molecular densa composta por gás de hidrogênio e hélio com grãos de poeira dispersos. Quando o Sol se acendeu e entrou na fase T-Tauri, derreteu os grãos de poeira próximos. Algumas gotículas de fusão foram incorporadas aos condritos como pequenos objetos esféricos chamados côndrulos. Quase todos os condritos também contêm inclusões ricas em cálcio e alumínio, os materiais mais antigos formados no Sistema Solar. A partir da análise de condritos dessa era, 60 novos minerais puderam ser identificados, com estruturas cristalinas de todos os sistemas cristalinos. Isso incluiu as primeiras , sulfetos, fosfetos e vários silicatos e óxidos. Entre os mais importantes estavam a olivina rica em magnésio, piroxênio rico em magnésio e plagioclásio. Alguns minerais raros, formados em ambientes pobres em oxigênio, não mais encontrados na Terra, estão presentes em condritos enstatíticos.
Estágio 2: Formação de planetesimais Logo após a formação dos novos minerais no estágio 1, eles começaram a se aglomerar, formando asteroides e planetas. Um dos novos minerais mais importantes foi o gelo; o Sistema Solar primitivo tinha uma "linha de neve" separando planetas rochosos e asteroides de planetas gigantes ricos em gelo, objetos transnetunianos e cometas. O aquecimento a partir de radionuclídeos derreteu o gelo, e a água reagiu com rochas ricas em olivina, formando filossilicatos, óxidos como magnetita, sulfetos como pirrotite, carbonatos como dolomita e calcita, e sulfatos como gipsita. Choques e calor de bombardeios e eventual derretimento produziram minerais como ringwoodita, um componente importante do manto terrestre.
Eventualmente, os asteroides aqueceram o suficiente para que ocorresse fusão parcial, produzindo fundidos ricos em piroxênio e plagioclásio (capazes de produzir basalto) e uma variedade de fosfatos. Elementos siderófilos (que preferem metais) e litófilos (que preferem silicatos) se separaram, levando à formação de núcleo e crosta, e elementos incompatíveis foram segregados nos fundidos. Os minerais resultantes foram preservados em um tipo de meteorito rochoso, eucrito (quartzo, feldspato potássico, titanita e zirconita), e em meteoritos de ferro-níquel (ligas de ferro-níquel como camacite e tenite; sulfetos de metais de transição como troilite; carbonetos e fosfetos). Estima-se que 250 novos minerais se formaram neste estágio.
Retrabalhamento da crosta e manto miniatura|Cristal de zirconita miniatura|Amostra de pegmatita do Grand CanyonA segunda era na história da evolução mineral começou com o impacto massivo que formou a Lua. Isso derreteu a maior parte da crosta e do manto. A mineralogia inicial foi determinada pela cristalização de rochas ígneas e bombardeios adicionais. Essa fase foi então substituída por uma reciclagem extensiva da crosta e do manto, de modo que, ao final desta era, havia cerca de 1.500 espécies minerais. No entanto, poucas rochas sobreviveram a esse período, de modo que o momento de muitos eventos permanece incerto.
Estágio 3: Processos ígneos O estágio 3 começou com uma crosta composta por rochas máficas (ricas em ferro e magnésio) e ultramáficas, como o basalto. Essas rochas foram repetidamente recicladas por fusão fracionada, cristalização fracionada e separação de magmas que não se misturam. Um exemplo desse processo é a série de reações de Bowen.
Uma das poucas fontes de informação direta sobre a mineralogia neste estágio são inclusões minerais em cristais de zirconita, que datam de até 4,4 Ga. Entre os minerais nas inclusões estão quartzo, muscovita, biotita, feldspato potássico, albita, clorita e horneblenda.