• Começa Com Um Estrondo

Tudo sobre a inflação cósmica

Crédito da imagem: Sergio Eguivar de Buenos Aires Skies, via http://www.baskies.com.ar/PHOTOS/NGC%203293%20LHaRGB.jpg.

O que todos deveriam saber sobre de onde veio nosso Universo cheio de matéria e radiação.

Acho que neste momento não temos como saber de onde vieram as leis da física. Podemos esperar que, quando realmente entendermos as leis da física, elas descrevam como o Universo surgiu.
-Alan Guth

Há uma enxurrada de informações sobre o Big Bang e a inflação, de blogueiros, agências de notícias, publicações científicas e os próprios cientistas. O página da wikipedia sobre inflação também está sendo atualizado rapidamente, e equívocos e mal-entendidos estão circulando, superando em muito as raras fontes que acertam a maior parte da história. Na sequência do lançamento do resultados que abalam a base da colaboração BICEP2 , agora há uma grande oportunidade para o mundo entender exatamente o que sabemos sobre a origem do Universo, como ele se desenvolveu e – se a nova descoberta resistir a uma confirmação independente – o que teremos aprendido.

Vamos começar no início.

Uma imagem da Via Láctea do Observatório de La Silla do ESO. (Y. Beletsky)

No início do século 20, nossa compreensão do Universo passou por uma série de revoluções incríveis e importantes. Os pequenos desvios da órbita do planeta Mercúrio em relação às previsões de Isaac Newton levaram Einstein a desenvolver sua teoria geral da relatividade , que acabou por prever não só os desvios orbitais observados, mas muitas outras coisas.

Uma delas era que a massa realmente fazia o espaço-tempo se curvar de uma maneira particular, e aquela luz que tinha que viajar aproximar um objeto massivo teria seu caminho dobrado como resultado. Este foi o primeiro novo a previsão da relatividade geral seja confirmada por observação, pois as posições estelares durante um eclipse solar total parecem deslocadas de quando o Sol (massivo) não está em sua vizinhança no céu!

Crédito da imagem: Miloslav Druckmuller, via http://www.zam.fme.vutbr.cz/~druck/Eclipse/index.htm .

Mas enquanto um teórico como Einstein estava revolucionando nossa compreensão da gravitação, os observadores estavam revolucionando nossa compreensão dos objetos mais distantes conhecidos pela humanidade. Em particular, essas nebulosas espirais que podiam ser vistas através de telescópios tinham algumas propriedades notáveis ​​que estávamos apenas começando a descobrir.

Crédito da imagem: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/Universidade do Arizona, via http://skycenter.arizona.edu/gallery/Galaxies/NGC70 .

A grande maioria dessas nebulosas - agora conhecidas como galáxias não tão diferentes da nossa Via Láctea - tem desvios para o vermelho muito grandes, que qualquer significa que eles estão se afastando de nós muito rapidamente, ou que o espaço entre nós e eles está se expandindo. Quando Edwin Hubble determinou com sucesso as distâncias para essas galáxias na década de 1920, ele descobriu que quanto mais distante uma galáxia estava de nós, maior era o seu desvio para o vermelho. Essa combinação dos dados do redshift, da relatividade de Einstein e da escala de distância galáctica levou à conclusão de que o Universo estava se expandindo e que as distâncias entre objetos nas maiores escalas aumentavam à medida que o Universo envelhecia.

Havia uma série de coisas possíveis que isso poderia significar para o Universo, mas 1 deles - propostos pela primeira vez por Georges Lemaître e posteriormente expandidos por George Gamow - foi que o Universo começou a partir de um estado de tamanho arbitrariamente pequeno, alta temperatura e alta densidade. É apenas o lugar vasto, frio e relativamente vazio que é hoje por causa do grande tempo decorrido desde o seu nascimento!

Crédito da imagem: wiseGEEK, 2003 — 2014 Conjecture Corporation, via http://www.wisegeek.com/what-is-cosmology.htm# ; original da Shutterstock / DesignUA.

Essa ideia é o que é conhecido hoje como o original Teoria do Big Bang. Vejamos o que isso implica. Pense no que nosso Universo é hoje: uma vasta teia cósmica de galáxias, com enormes aglomerados centralizados frouxamente conectados por filamentos, com vastos vazios cósmicos entre eles. Os aglomerados, aglomerados e grupos de galáxias que estão gravitacionalmente ligados uns aos outros permanecerão assim, mas todos os mais distantes são apanhados na expansão do Universo e continuarão a ficar mais distantes à medida que o Universo envelhece.

Apenas as galáxias dentro de alguns milhões de anos-luz de nós está vinculado a nós hoje; a grande maioria do resto está se afastando de nós. Mas na estrutura do Big Bang, há uma razão por esta. O próprio tecido do espaço expande à medida que o tempo passa, e essa taxa de expansão é determinada pela quantidade de matéria e energia presente no espaço, bem como a quantidade que o espaço é intrinsecamente curvo.

Se imaginarmos o Universo mais atrás no tempo, era menor, toda a matéria estava mais próxima (e, portanto, era mais densa) e – porque o comprimento de onda da luz, que se estende com a expansão do Universo, determina sua temperatura – o Universo também foi mais quente e mais enérgico no passado distante!

Crédito da imagem: Take 27 LTD / Science Photo Library (principal); Chaisson & McMillan (inserção).

Isso significa que podemos, em princípio, extrapolar para o tempo que quisermos e aprender algo sobre a origem do nosso Universo. Porque toda a matéria em nosso Universo hoje (que podemos detectar facilmente) é composta de átomos, e a radiação acima de uma certa energia ionizar átomos, deve ter havido um ponto no passado distante do Universo - quando as coisas eram tão quentes e tão densas - que quaisquer átomos neutros que se formassem seriam imediatamente destruídos de volta em núcleos e elétrons!

Mas podemos voltar ainda mais no tempo: deve ter havido um tempo em que a radiação era assim energético que mesmo núcleos atômicos teriam sido desintegrados em prótons e nêutrons, e então ainda mais para trás quando prótons e nêutrons teriam sido dissociados em quarks e glúons, e assim por diante. Como o próprio Lemaître sugeriu originalmente em 1927, o Universo poderia ter se originado de um átomo primitivo que era arbitrariamente quente e denso, e possivelmente até infinitamente assim.

Crédito da imagem: 2008-2014 Vanshira do deviantART, via http://www.deviantart.com/art/The-Primeval-Atom-101135483 .

Mas foram Gamow e seus colaboradores que começaram a trabalhar nos detalhes disso nas décadas de 1940 e 1950. Em particular, quando o Universo finalmente fez frio o suficiente para formar prótons e nêutrons individuais, e então núcleos atômicos, e então átomos neutros, certas assinaturas devem ser deixadas daquela época. Em particular, esse último – quando esfriou o suficiente para formar átomos neutros – deve significar que qualquer radiação que tenha sobrado do Universo primitivo naquele momento deve finalmente parar de correr para as partículas ionizadas (principalmente elétrons) e deve simplesmente continuar viajando pelo Universo.

Crédito da imagem: Instituto de Astronomia / Universidade Nacional Tsing Hua, via http://crab0.astr.nthu.edu.tw/~hchang/ga2/ch28-03.htm .

Seu comprimento de onda deve aumentar (e deve se tornar menor em energia) à medida que o Universo se expande, e deve estar apenas alguns graus acima do zero absoluto agora. Em particular, deve ter aproximadamente a mesma temperatura em todas as direções e deve aparecer em todos os lugares do céu. Esta relíquia da bola de fogo primitiva deve – se olharmos para os comprimentos de onda adequados da luz – ser visível em todos os lugares que olharmos no Universo.

E em 1964, Arno Penzias e Robert Wilson descobriu aquele brilho remanescente do Big Bang , cimentando-a como a teoria mais precisa e poderosa que descreve o Universo primitivo.

Crédito da imagem: NASA, da Antena Holmdel Horn usada para descobrir originalmente o CMB. Através da http://grin.hq.nasa.gov/ABSTRACTS/GPN-2003-00013.html .

Posteriormente, outras confirmações das previsões do Big Bang também vieram: os elementos mais leves do Universo – deutério, hélio-3, hélio-4 e lítio-7 – foram observados na abundância prevista pela nucleossíntese no Universo primitivo. A forma como as galáxias se aglomeravam e se aglomeravam era consistente com um Universo que começou de forma mais uniforme e depois se tornou mais aglomerado à medida que a gravidade tinha mais tempo para agrupar as coisas. A temperatura do Universo muito distante foi mais quente, consistente com um Universo que ainda estava se expandindo e esfriando. E os átomos muito distantes e neutros de antes do Universo ter a oportunidade de formar estrelas e galáxias em muitos locais foram descobertos: gás intocado que sobrou do Big Bang.

Mas também havia alguns quebra-cabeças; algumas coisas que observamos que o Big Bang não podia explique.

Crédito das imagens: Andrey Kravtsov (simulação cosmológica, L); B. Allen & E. P. Shellard (simulação em um universo de cordas cósmicas, R), via http://www.ctc.cam.ac.uk/outreach/origins/cosmic_structures_four.php .

Para começar, se o Universo esteve, em algum momento no passado, em energias arbitrariamente altas, deve haver todos os tipos de relíquias de energia ultra-alta sobrando daquela época. Partículas teóricas como monopolos magnéticos, restos de assinaturas da grande unificação, defeitos topológicos como cordas cósmicas e paredes de domínio, etc. Todo destes deveriam ter deixado assinaturas em nosso Universo observável; assinaturas de partículas em pequenas escalas e assinaturas na estrutura de grande escala do Universo em escalas maiores. No entanto, quando procuramos essas assinaturas, Não há nenhum .

Algo era suspeito. E ainda havia mais surpresas.

Crédito da imagem: usuários do Wikimedia Commons Theresa Knott e chris 論, modificado por mim (L); Equipe científica da NASA / COBE (R), DMR (topo) e FIRAS (abaixo).

O brilho remanescente do Big Bang era uniforme. Como em, realmente, realmente uniforme; muito mais uniforme do que tinha o direito de ser. Isso é inesperado pelo seguinte motivo. Se você ligar o aquecedor em um canto de uma sala, a sala inteira acabará esquentando, mas levará algum tempo. Por quê? Porque o ar aquecido precisa trocar a energia térmica que possui com o ar mais frio em outra parte da sala, e isso leva tempo e interações. Até que essa troca aconteça, esperamos que haja um gradiente de temperatura e que haja regiões relativamente mais quentes e mais frias.

Pois o Universo não tem teve tempo para as regiões em lados opostos interagirem ou trocarem algum informação, muito menos energia. Não houve interações que deveriam tê-lo trazido ao equilíbrio térmico ou a um estado de temperatura uniforme. O que esperávamos é que algumas regiões do espaço fossem duas vezes mais quentes (ou frias) que outras, mas o que descobrimos é que o espaço tem uma temperatura uniforme para algumas partes em 100.000 .

Crédito da imagem: Astronomy Notes de Nick Strobel, via http://www.astronomynotes.com/cosmolgy/s9.htm (EU); Tutorial de Cosmologia de Ned Wright, via http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmo_03.htm (R).

E, finalmente, havia mais um grande. A taxa de expansão do Universo ao longo do tempo, lembre-se, foi determinada pela matéria e energia presentes, e também pela quantidade que o espaço era intrinsecamente curvo. E para as melhores de nossas medições, o Universo parecia não ser curvo em absoluto . Isso não é necessariamente um problema, mas o nível de ajuste nas condições iniciais do Universo necessário para alcançar um resultado como esse é fenomenal; a densidade total de energia precisava ser exatamente o valor que é cerca de uma parte em 10^28 para chegar ao Universo livre de curvatura que observamos hoje.

Agora é possível que seja assim que o Universo é e não há mais explicação, mas não é assim que a ciência progride! A maneira como aprendemos mais sobre o Universo é nos perguntarmos se existe um fenômeno teórico que possa explicar esse comportamento e, em caso afirmativo, quais são os outros observacional ou experimental consequências e previsões de tal teoria?

Crédito da imagem: caderno de Alan Guth de 1979, twittado via @SLAClab, de https://twitter.com/SLAClab/status/445589255792766976 .

Você deve entender que esses problemas e quebra-cabeças são só dificuldades se você insistir que extrapolemos de volta para essas altas energias e temperaturas arbitrárias. Se, em vez disso, permitirmos a possibilidade de não pode extrapolar de volta para as mais altas energias e temperaturas e densidades e menores escalas possíveis, mas em vez disso teorize que outra coisa aconteceu com causa e configuração o Universo quente, denso, em expansão, cheio de matéria e radiação , podemos não apenas resolver esses problemas, mas descobrir o que veio antes de a estrutura do Big Bang é aplicável.

E é exatamente isso a teoria da inflação cosmológica diz . Isso diz que anterior para o Universo sendo descrito pelo estado de expansão cheio de matéria e radiação que temos hoje, ele passou por um período em que havia praticamente não matéria ou radiação, e em vez disso o Universo foi dominado pela energia inerente ao próprio espaço, e expandiu exponencialmente !

Crédito da imagem: eu (L); Tutorial de cosmologia de Ned Wright (R).

Isso significa que a região do espaço que hoje consiste no que chamamos de nosso Universo - do qual nossos observável O universo é apenas uma pequena parte – já foi contido em uma região arbitrariamente pequena do espaço. Qualquer matéria ou radiação pré-existente naquela região foi inflada; a expansão exponencial estica o Universo de modo que duas partículas nunca devem se encontrar.

Se houvesse quaisquer partículas de alta energia e alta temperatura, defeitos topológicos ou outras curiosidades, a inflação os empurrou para que – no máximo – houvesse 1 contidos em todo o Universo observável. Se houvesse regiões do espaço que tivessem propriedades de temperatura diferentes, elas agora são separadas por pelo menos trilhões de anos-luz, e se o Universo tivesse alguma curvatura intrínseca a ele, foi esticado pela inflação para ser indistinguível do plano atual.

Em outras palavras, a inflação resolve todos os problemas mencionados! Mas, ele pode resolver esses problemas enquanto ainda:

• reproduzindo todas as condições iniciais apropriadas do Big Bang,
• sendo enquadrado de uma maneira que é matematicamente e fisicamente consistente com toda a física existente conhecida e, finalmente (e mais importante),
• fazendo novas previsões testáveis ​​sobre o que devemos ver no Universo?

A resposta é sim para os três, mas demorou um pouco para chegar lá. O que se segue será detalhista, mas tu merecer os detalhes. Aqui vamos nós!(E se você quiser pular os detalhes, procure este símbolo: ☆★☆)

Crédito da imagem: usuário do Physics StackExchange twistor59 , através da http://physics.stackexchange.com/questions/29559/the-multiverse-of-eternal-inflation .

A formulação inicial de Alan Guth era tratar a inflação como um campo escalar quântico, que é o mais simples tipo de campo que é consistente com toda a física e matemática do Universo. É uma escolha excelente, pois permite explorar as possibilidades do que pode acontecer sem a bagunça (ou pelo menos, mais bagunçado ) física de sistemas físicos mais complicados. (Você pode criar modelos de inflação multicampo, inflação inspirada na gravidade quântica, inflação da teoria das cordas, etc., mas você não aprende nada de novo fazendo isso.)

Guth sugeriu um campo como o acima, onde o espaço-tempo começava nesse falso mínimo; sendo alto acima da parte inferior de onde o seu energia de ponto zero mentiras significa que seu espaço está passando pela expansão rápida e exponencial exigida pela inflação. Mas a inflação não pode durar para sempre ou nosso Universo não estaria aqui! Então ele levantou a hipótese de que - já que é um campo quântico - pode sofrer tunelamento quântico , e entrar no estado estável não inflado por meio de um processo quântico padrão.

Crédito da imagem: recuperado de Aggeli K em BrightHub.com.

É uma tentativa muito boa, especialmente porque este foi o primeiro artigo escrito sobre inflação! Infelizmente, isso teria resultado em um Universo vazio, onde toda a energia desse espaço vazio foi transferida para o paredes da nossa bolha de espaço onde a inflação acaba. Já que todo o espaço por aí nossa bolha ainda estaria inflando, nunca encontraríamos outra bolha e, portanto, nunca tiraríamos nosso Universo observável. Em outras palavras, a inflação – neste primeiro modelo – nunca teria terminado adequadamente para nos dar nosso Universo com o Big Bang nele.

Precisávamos de um saída graciosa a esse estado inflacionário, e que foi descoberto independentemente por Andrei Linde e pela equipe de Paul Steinhardt e Andy Albrecht.

Crédito da imagem: eu, criada usando a ferramenta de gráficos do Google.

Em vez de ter um potencial que exigia tunelamento , você poderia ter um potencial onde você estava no topo de um nível muito (mas não perfeitamente ) colina plana. Enquanto você permaneceu no topo daquela colina – ou fora do fundo em geral – seu Universo estava inflando, mas quando você finalmente desceu para o mínimo, a inflação termina em todos os lugares , gradativamente, convertendo toda aquela energia do espaço vazio em matéria-e-radiação.

Esse é o Big Bang quente! Essa solução ficou conhecida como nova inflação (e o modelo original de Guth ficou conhecido como inflação antiga) e reproduziu todas as condições conhecidas do Universo primitivo enquanto simultaneamente resolvendo todos os problemas com um Universo arbitrariamente quente, denso e pequeno. Sempre que alguém diz que o Big Bang vem antes de inflação, eles provavelmente estão perdendo essa parte importante da história !

Crédito da imagem: eu, criada usando a ferramenta de gráficos do Google.

Há também outra maneira de ter uma rodada bem-sucedida de inflação no início do Universo, e esta não dependem necessariamente de começar em um local instável em um potencial de campo escalar particularmente plano. Em vez disso, você pode presumir que uma variedade de valores de campo inicial é provável e assumir qualquer potencial que desejar. Existem apenas algumas condições necessárias – dado um campo escalar – para que a inflação ocorra, e uma ampla variedade de potenciais pode funcionar. Mesmo a humilde parábola, acima, funcionará bem, desde que você assuma essas condições iniciais caóticas , e permitir que o campo não comece necessariamente no centro, mas em qualquer lugar.

Com o passar do tempo, as regiões que mais inflacionam, que são as regiões mais distante longe do centro neste exemplo, abrangerá muito rapidamente a esmagadora maioria do Universo. Andrei Linde, que foi um dos descobridores da nova inflação, também descobriu essa versão de inflação com condições iniciais caóticas – conhecidas como inflação caótica – e inaugurou uma era em que percebemos que uma enorme variedade de potenciais inflacionários poderia dar origem a um Universo como o nosso.

Então, qual dos modelos inflacionários que podemos pensar será o correto? A fim de discriminar entre eles, precisávamos descobrir o que observável fenômenos estariam ligados a esses potenciais. Se este fosse um campo clássico, e tudo o que você fosse fosse uma bola que rolasse morro abaixo, nada de interessante aconteceria. Você inflaria enquanto estivesse no alto, longe do ponto zero, e então a inflação terminaria quando você rolasse até o fundo.

Crédito da imagem: eu, criada usando a ferramenta de gráficos do Google.

Mas como este é um campo quântico, ele existe (e se acopla) ao espaço-tempo, o que significa que produz flutuações quânticas! Essas flutuações se traduzem em novas previsões! Especificamente, a inflação produz escalar flutuações, o que leva a pequenas variações de densidade em várias escalas do Universo, e também tensor flutuações, o que leva a ondas gravitacionais. À medida que a inflação se aproxima do fim - durante as últimas frações de segundo antes do reaquecimento e do Big Bang - as flutuações produzidas naquele momento se estendem pelo que é hoje nosso universo observável.

Mas quão essas flutuações são produzidas?

Você pode desenhar qualquer curva (ou potencial) que desejar que leve à inflação e, em seguida, observar duas coisas no local da curva aproximar o fim da inflação:

1. O que é inclinação da curva perto do fim da inflação?
2. Quão rápido é essa inclinação mudando naquele local?

Se a inclinação fosse perfeitamente plana e imutável , você obteria um espectro perfeitamente invariável de escala de flutuações de densidade e não ondas gravitacionais. Tanto a inclinação quanto a forma como sua mudança contribuem para o espectro de flutuações de densidade (quanto mais planas ambas, mais próximo o espectro está da escala invariante), e quanto mais rápido a inclinação está mudando, mais maior as ondas gravitacionais são. Na verdade, vimos pela primeira vez os dados sobre as flutuações de densidade do satélite COBE na década de 1990, e aqui estão os resultados.

Crédito da imagem: Takeo Moroi & Tomo Takahashi, de http://arxiv.org/abs/hep-ph/0110096 ; anotações minhas (em azul).

Seu muito próximo ao invariante de escala - o que significa que a curva de melhor ajuste no gráfico acima é muito perto de ser perfeitamente plano antes de iniciar sua ascensão - mas não exatamente ! Em outras palavras, isso foi consistente com vários modelos de inflação, incluindo Ambas o novo modelo de inflação, mas também com vários modelos caóticos de Linde, incluindo a parábola simples.

Mas se pudéssemos detectar a assinatura das ondas gravitacionais, aquele seria algo que nos permitisse diferenciar os diferentes modelos! Em particular, a proporção de perturbações de ondas gravitacionais para perturbações de densidade - algo que simplesmente chamamos de r em cosmologia — é o grande diferencial entre muitos desses modelos.

Crédito da imagem: Planck Colaboração: P. A. R. Ade et al., 2013, A&A preprint; anotações por mim.

Depois que os primeiros grandes resultados do satélite Planck foram divulgados, parecia que os novos modelos de inflação foram favorecidos, pois a não detecção de ondas gravitacionais combinada com isso quase espectro invariante de escala (onde n_s = 1 seria perfeitamente invariante de escala) favoreceria modelos de nova inflação. A parábola de Linde, aliás, é a barra preta no gráfico acima.

(☆★☆ — Se você quiser pular os detalhes sobre a inflação, bem-vindo de volta!)
Mas o Planck não tem o seu polarização dados feitos ainda, e a polarização é onde a assinatura da onda gravitacional melhor Aparece.

Crédito da imagem: National Science Foundation (NASA, JPL, Keck Foundation, Moore Foundation, relacionado) — Programa BICEP2 financiado.
Observe que este diagrama atrapalha a vinda do Big Bang depois de inflação em sua linha do tempo de eventos no Universo.

Mas existem outros experimentos que está todos competindo para medir exatamente isso: os dados de polarização que poderiam nos dar uma janela para saber se havia ondas gravitacionais produzidas durante a inflação! Essas ondas gravitacionais - se existirem - seriam impressas na assinatura de polarização do modo B do fundo cósmico de microondas, que é o brilho remanescente do Big Bang!

Crédito da imagem: Sky and Telescope / Gregg Dinderman, via http://www.skyandtelescope.com/news/First-Direct-Evidence-of-Big-Bang-Inflation-250681381.html .

Bem, até o momento, houve apenas resultados nulos relatados. Mas a colaboração BICEP2 - depois de verificar seus resultados para mais de um ano — finalmente liberou o primeira detecção reivindicada de polarização em modo B no fundo de microondas cósmico!

Embora seja muito, muito importante verificar isso de forma independente (e deve haver muitas verificações nos próximos dois anos), aqui está o que eles descobriram.

Crédito das imagens: Hu & Dodelson 2002 (L); Colaboração BICEP2 — P.A.R. Ade et al, 2014 (R).

E se observarmos os dados gerais e mais adequados da colaboração BICEP2, o que encontramos?

Crédito da imagem: Colaboração BICEP2 — P. A. R. Ade et al, 2014 (R).

Achamos que r , a razão tensor-escalar, a razão de ondas gravitacionais da inflação para as flutuações de densidade da inflação, é ampla , como em, ao redor 0,2 , e que o ajuste é muito bom, embora em escalas angulares menores (em valores maiores de eu , ou número multipolar) há algum desvio inexplicável. Mas é um resultado incrível, e se for comprovado, é a descoberta do século (até agora) para a cosmologia!

assim se este resultado se mantiver , O que isso significa?

Crédito da imagem: Bock et al. (2006, astro-ph/0604101); modificações por mim.

Isso significa que não apenas podemos ter ainda mais certeza de que houve um período de inflação cósmica precedendo o Big Bang, como também podemos começar a dizer que tipo de inflação que tivemos. Isso significa que podemos começar a construir modelos mais precisos e sofisticados e aprender como esse período de expansão exponencial terminou e deu origem ao nosso universo quente, denso e em expansão. Isso significa que Guth, Linde e provavelmente o investigador principal da colaboração BICEP2 estão na fila para os Prêmios Nobel.

E isso significa que devemos construir o LISA — o Antena Espacial de Interferômetro a Laser — para detectar essas ondas diretamente . Porque embora este seja um grande momento para a ciência e para a cosmologia, é também o início de uma nova era em nossa compreensão do Universo: uma com ondas gravitacionais que sobraram de antes de a grande explosão!

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