우주에서 생긴 ‘리튬 문제’는 무엇일까?

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우주에서 생긴 ‘리튬 문제’는 무엇일까?

honsStudy 2025. 9. 22. 08:05

‘리튬 문제’는 우주의 탄생 직후 일어난 핵합성 이론과 현대 관측이 충돌하는 대표적 미스터리입니다. 특히 우주 초기에 만들어졌다고 예상되는 리튬-7의 양이, 우리은하의 아주 오래된 금속성이 낮은 별들에서 관측되는 양보다 약간에서 몇 배까지 적게 나타납니다. 이 글은 문제의 역사, 핵심 관측, 이론적·실험적 원인 후보, 그리고 앞으로의 검증 방안까지 신중하고 쉽게 설명합니다.

※ 아래는 우주 초기에 만들어진 리튬이 오늘날 관측되는 양과 왜 차이가 나는지를 개념적으로 표현한 이미지입니다.

리튬 문제란 정확히 무엇인가

리튬 문제는 간단히 말해 이렇습니다. 우주 초기에 일어난 핵합성(약 빅뱅 후 몇 분 이내)에 대한 표준 이론은 우주론적 매개변수(특히 우주 바리온 밀도)를 알고 있으면 원소들의 초기 풍부도를 예측합니다. 수소와 헬륨, 중수소에 대한 이론 예측은 매우 성공적으로 관측과 일치하지만, 리튬-7(7Li)에 대해서는 예측값이 고대(금속성 낮은) 별에서 관측되는 값보다 약 2–4배 정도 많게 나옵니다. 이 불일치가 바로 '리튬 문제'입니다.

빅뱅 핵합성(BBN)과 리튬 생성의 기본

빅뱅 핵합성(BBN)은 우주가 매우 뜨겁고 밀집했던 초기에 일어난 핵반응들의 연쇄입니다. 핵반응 체계에서 경로는 대체로 양성자와 중성자가 결합하여 중수소(D), 이어 헬륨-3, 헬륨-4를 만들고 일부는 리튬-7으로 이어집니다. 특히 7Li는 직접 생성되기도 하고, 베릴륨-7(7Be)이 전자포획을 거쳐 7Li로 변환되기도 합니다. 현대 우주론(예: CMB 관측으로 결정되는 바리온 밀도)을 함께 사용하면 7Li의 예상 상대적 농도(A(Li) ≈ 2.7 dex, 표기법에 따라 다름)가 산출됩니다.

관측: 스피트 플래토(Spite plateau)와 금속성 낮은 별의 리튬

1980년대에 스피트 부부(Françoise & Monique Spite)는 우리은하의 금속성이 낮은(오래된) 왜소한 별들에서 리튬의 표기치(보통 A(Li)=12+log[n(Li)/n(H)])가 거의 일정한 값(약 A(Li)≈2.1–2.3)을 보인다는 사실을 보고했습니다. 이것이 '스피트 플래토'로 불리며, 빅뱅에서 생성된 원시 리튬의 지표로 해석되었습니다. 문제는 이 값이 표준 BBN과 CMB에서 유도한 예측값보다 낮다는 점입니다. 즉, 관측(스피트 플래토) ≠ 이론(BBN+CMB).

왜 이론과 관측이 다른가? 주요 가설들

이 불일치를 설명하기 위한 주된 후보는 크게 세 가지 범주로 나뉩니다.

항성 내부에서의 소멸(천체물리적 해법) — 오래된 별의 표면 리튬이 시간이 지나며 확산(diffusion), 대류혼합(convective mixing), 회전에 의한 혼합, 혹은 전주기(pre-main-sequence) 단계에서의 소멸로 감소했을 가능성입니다. 즉, 원래의 표면 리튬이 내부로 섞여 핵반응에 의해 파괴되었을 수 있습니다. 이 경우 관측된 낮은 양은 '측정된 표면값'이지 초기 우주값과는 다르다는 설명입니다.
핵물리·핵반응률의 불확실성 — 빅뱅 핵합성 계산은 여러 핵반응 교차섹션에 의존합니다. 일부 반응(예: 7Be의 파괴 경로)에 대한 실험적 값이 더 정밀히 측정되면 예측치가 바뀔 수 있습니다. 그러나 현재까지 대부분의 핵반응률 재측정은 7Li 문제를 완전히 해결하기에는 부족했습니다.
비표준 물리(우주론·입자물리적 해법) — BBN 이후 또는 BBN 중에 일어난 비표준 과정(예: 불안정한 입자의 붕괴, 암흑물질과의 상호작용, 변하는 상수 등)이 핵종 분포를 바꿀 수 있다는 가설입니다. 이러한 해법은 이론적으로 흥미롭지만 다른 원소들(특히 중수소·헬륨)에 미치는 영향과 관측 제약을 동시에 만족시켜야 하므로 제약이 많습니다.

비표준 물리와 우주론적 해법들

비표준 해법은 여러 가지로 구체화되었습니다. 예를 들어 초기 우주에 불안정한 입자가 존재해 BBN 후기에 붕괴하면서 7Be를 파괴하거나 핵합성 경로를 바꿀 수 있습니다. 또 다른 제안은 입자물리에서의 새로운 상호작용(예: 암흑물질-바리온 상호작용)이 BBN 산출을 수정할 수 있다는 것입니다. 그러나 이런 모델들은 보통 추가의 자유 매개변수를 도입하며, 동시에 중수소와 헬륨 관측을 훼손하지 않아야 합니다. 따라서 비표준 해법은 매력적이나 엄격한 관측 제약에 의해 크게 제한됩니다.

관측·실험으로 검증할 수 있는 방법들

리튬 문제를 해결하기 위해 현재 진행 중이거나 가능한 검증 수단은 다음과 같습니다.

더 정밀한 항성 대기 모델링: 3D 비열평형(non-LTE) 모델과 확산·터뷸런스 처리를 포함한 계산으로 표면 리튬 보정치를 개선합니다. 이로써 관측 치환이 얼마나 실제 초기값과 다른지 추정할 수 있습니다.
핵물리 실험: 7Be와 관련된 핵반응(예: 7Be(d,p) 등)의 교차섹션을 가속기 실험으로 재측정하여 BBN 계산을 업데이트합니다.
은하간·외부은하 관측: 고적색편이 가스나 매우 금속성 낮은 외부 은하(예: 위성은하)의 흡수선에서 리튬을 직접 측정하려는 시도가 진행 중입니다. 만약 별 표면 효과를 피한 '원시 가스'에서 7Li가 BBN 예측과 일치하면 항성 내부 소멸 가설이 강화됩니다.
이론적·수치모델: 항성 내부의 물리(회전·자기장·확산 등)를 더 정밀히 모델링해 표면 리튬 소멸의 정도를 재평가합니다.

현재의 정리와 향후 전망

현재까지의 연구 성과를 요약하면 다음과 같습니다. 표준 BBN과 CMB로 도출된 바리온 밀도는 중수소·헬륨 예측과 잘 맞지만, 리튬-7의 예측치는 관측(스피트 플래토)보다 높습니다. 항성 내부 물리(확산·혼합 등)를 정밀히 반영한 모델은 일부 또는 전부의 차이를 설명할 가능성을 제시하지만, 아직 합의에 이르지 못했습니다. 비표준 물리 제안들은 여러 흥미로운 경로를 열어 주었으나 추가 관측 제약으로 인해 범위가 좁혀지고 있습니다.

앞으로의 전망은 낙관적입니다. 고정밀 스펙트럼 장비, 3D 비열평형 모델의 보편화, 핵실험 재측정, 그리고 대규모 하늘조사에서의 매우 오래된 별 표본 증가가 결합되면 리튬 문제의 실체를 훨씬 명확히 할 수 있습니다. 특히 JWST와 차세대 지상 망원경(ELT 등)은 매우 금속성 낮은 환경에서의 리튬 관측을 가능하게 해 줄 수 있습니다.

결론 / 정리

리튬 문제는 우주 초기의 물리와 현대 항성물리, 그리고 입자·핵물리까지 연결하는 흥미로운 학제적 난제입니다. 표준 빅뱅 핵합성 이론은 다른 핵종에서는 탁월하지만 7Li에서는 불일치가 남아 있고, 이 불일치는 항성 내부 과정의 미세한 효과일 수도 있고, 더 깊은 물리(비표준 입자·상호작용)의 신호일 수도 있습니다. 현재로서는 여러 가설이 경쟁 중이며, 향후 관측·실험의 정확도 향상이 문제의 실마리를 제공할 것입니다. 독자께서는 리튬 문제가 단순한 화학적 차이가 아니라 우주의 기원과 별의 내부를 잇는 중요한 퍼즐임을 기억하시면 됩니다.