宇宙中有一些事物，在經過足夠長的時間之後，最終都會消失；但還有另一些事物，無論我們等待多久，都觀察不到絲毫衰變的跡象。這並不一定意味著它們是穩定的，而是表明如果它們不穩定，其壽命就會超過某個可測量的極限。我們已經知道，大量的粒子（包括基本粒子和復合粒子）都是不穩定的，但至少到目前為止，仍有一些粒子看起來是穩定的——就我們已經能夠測量的精度而言。

質子的內部結構，顯示了夸克、膠子和夸克的自旋。核力就像彈簧，沒有拉伸時，核力可以忽略不計，但拉伸到很長一段距離時，就會產生很大的吸引力。就我們所知，質子是一種真正穩定的粒子，科學家還從未觀察到它會衰變。

然而，它們真的足夠穩定，即使宇宙的時鍾永遠向前運行，也永遠不會衰變嗎？或者，如果我們等待的時間足夠長，我們能否看到其中一些粒子，甚至所有這些粒子消失？如果一個之前被認為是穩定的原子核、一個單獨的質子，甚至是電子、中微子或光子等基本粒子發生衰變，對宇宙意味著什麼？如果我們生活在一個物質從根本上就不穩定的宇宙中，又將意味著什麼？

認為任何形式的物質都不穩定的觀點，實際上可以說相對新穎：科學家到19世紀末才提出了這種假說，作為放射性的必要解釋。含有某些元素（鐳、氡、鈾等）的物質似乎會自發地產生能量，就好像它們是由某種內在的引擎提供能量似的。

隨著時間的推移，科學家揭示了這些反應的真相：這些原子的原子核正在經歷一系列的放射性衰變。最常見的三種類型是：

（1）α衰變：原子核噴出一個α粒子（帶有2個質子和2個中子），使元素週期表上的兩種元素向下移動；

α衰變是一個較重的原子核釋放一個α粒子（氦核）的過程，會形成更穩定的結構並釋放能量。α衰變、β衰變和γ衰變，是元素放射性衰變自然發生的主要方式。

（2）β衰變：原子核將一個中子轉化為質子，同時釋放出一個電子（β粒子）和一個反中微子，使元素週期表上的一個元素向上移動；

（3）γ衰變：原子核處於激發態時，會釋放出一個光子，並過渡到較低能量的狀態。

在這些反應的最後，剩下的總質量（生成物）總是小於開始時的總質量（反應物），剩下的質量通過愛因斯坦著名的質能方程轉化為純能量，E = mc^ 2。如果你在2003年之前就知道了元素週期表，你可能會知道鉍（Bi），即第83個元素，是最重的穩定元素，每一個比它重的元素都經歷了某種形式的放射性衰變（或衰變鏈），直到成為真正穩定的元素。

儘管鉍仍然被許多人認為是“穩定的”，但它其實是不穩定的，將在大約10^19年的時間尺度上經歷α衰變。根據2002年進行的實驗和2003年公佈的結果，元素週期表已經被修訂，指出鉛才是最重的穩定元素。

但在2003年，科學家發現，鉍的每一種同位素都是不穩定的，包括儲量豐富、自然存在的鉍209。這種同位素的壽命非常長，半衰期約為10^19年，相當於現今宇宙年齡的10億倍。由於這一發現，科學家現在認為最重的穩定元素是鉛，原子序是82。但是，如果時間足夠長的話，鉛也可能會衰變。

在發現放射性之後的幾十年裡，放射性衰變發生的原因一直都沒有得到很好的解釋：這是一個本質上的量子過程。某些守恆定律是物理定律中不可分割的一部分，就像能量、電荷、線動量和角動量這樣的量總是守恆的。這意味著，如果我們要測量任何候選反應的反應物和生成物（或物理上可能的生成物）的這些性質，它們必須總是相等的。這些量不能自發地產生或毀滅；這就是物理學中“守恆”的意思。

假真空中的標量場φ。請注意，如果你從山上滾下來，你可能會陷入“假”真空而不是真正的真空。經典物理學中，你必須給一個處於假真空狀態的粒子足夠的能量來躍過能量勢壘，但在量子宇宙中，粒子有可能直接通過量子隧穿進入真正的真空狀態。

但是，如果有多種組態能遵守所有這些守恆定律，它們中的一些將會比其他的更具有能量可行性。“能量可行性”（energetically favorable）就像一個從山頂滾下來的圓球。它將停在在哪裡？你可能會認為在底部，但不一定。可能存在著許多可以讓球停住的低點，但其中只有一處是最低的。

在經典物理學中，如果你的球被困在其中一個“假極小值”，或者一個並非最低可能組態的低點時，就會被困在那裡，除非有什麼東西出現，給了球足夠的能量，使它上升到超出所在低點（如一個小坑）的邊界。只有到那時，它才有機會重新開始向山下滾動，並有可能最終到達更低能量的組態，或是處於最低的能量狀態（基態）。

穿過量子位勢壘的過程被稱為量子隧穿。在一段給定時間內發生量子隧穿的概率取決於各種與生成物和反應物能量有關的參數，並涉及粒子之間的相互作用，以及從初始狀態到最終狀態需要多少“步驟”。

但在量子物理學中，你不需要增加能量就能實現躍遷。在量子宇宙中，在沒有任何外部能量的情況下，自發地從一個假最小態跳到一個更低能量的組態——甚至直接跳到基態，是有可能的。這種現像被稱為量子隧穿（quantum tunneling），是一個概率過程。如果自然法則沒有明確禁止這一過程的發生，那麼它肯定會發生，唯一的問題是需要多長時間。

一般來說，以下幾個主要因素決定了不穩定（或準穩定）狀態將持續多長時間：

（1）反應物和生成物之間的能量差是多少？（更大的差異和更大的差異百分比意味著更短的生命週期）

（2）從當前狀態到最終狀態的過渡是如何被抑制的？（也就是說，能量勢壘的大小是多少？）

（3）從初始狀態到最終狀態需要多少“步驟”？（步驟越少，過渡的可能性就越大）

（4）到達最終狀態的量子路徑的本質是什麼？

大質量原子核中的β衰變示意圖。β衰變是一種通過弱相互作用進行的衰變，將一個中子轉換成質子、電子和反電子中微子。自由中子的平均壽命約為15分鐘，但束縛中子在科學家測量過的範圍內是穩定的。

像自由中子這樣的粒子是不穩定的，因為它可以經歷β衰變，轉變成質子、電子和反電子中微子（嚴格地說，一個下夸克經過β衰變成一個上夸克）。另一種量子粒子μ介子也是不穩定的，也會經歷β衰變，轉變為電子、反電子中微子和μ中微子。它們都是弱衰變，都是由相同的規範玻色子介導的。但由於中子衰變的產物佔反應物質量的99.9%，而μ介子衰變的產物只佔反應物質量的約0.05%，因此μ介子的平均壽命以微秒計，而一個自由中子的壽命約為15分鐘。

單獨測量不穩定粒子是確定其性質的極佳方法，只要它們的壽命比人類的時間尺度更短。你可以一次一個地觀察它們，看看它們直到最終衰變消失能持續多久。但對於壽命極長（甚至比宇宙的年齡還要長）的粒子，這種方法就行不通了。如果你拿一個像鉍-209這樣的粒子，然後等上整個宇宙的年齡（大約10^10年），它衰變的機率還不到十億分之一。這實在是一個可怕的方法。

等對稱的物質和反物質（X和Y，反X和反Y）玻色子集合，當具有適當的大統一屬性時，可能會導致我們今天在宇宙中發現的物質/反物質的不對稱性。在大統一理論中，附加到標準模型粒子上的新粒子，如這裡所示的X和Y玻色子，將不可避免地導致質子衰變，而必須抑制質子衰變才能與觀測結果一致。

但是，如果你有大量的鉍-209個粒子，就像阿伏伽德羅常數（6.02×10^23）那麼多，那麼一年之後就會有略多於3萬個的鉍粒子衰變。如果實驗足夠靈敏，能夠測量出樣品中原子組成的微小變化，你就能夠檢測並量化鉍-209的不穩定性。這個想法是對20世紀80年代粒子物理學中一個重要觀點——大統一理論（grand unified theory）——的一次關鍵考驗。

在我們當前的低能量宇宙中，存在四種基本力：引力、電磁力、強核力和弱核力。在高能量下，其中兩種力——電磁力和弱核力——統一成為單一的力，即電弱力。在更高的能量下，基於粒子物理學中有關群論的重要觀點，可以推理出強核力將與電弱力相統一。這個被稱為“大統一”的理論，會對物質的重要組成部分——質子——產生重要的影響。

像“超級神岡”這樣的實驗是人類尋找質子衰變最靈敏的工具。該實驗包含了巨大的裝滿水（富含質子）的容器，周圍環繞著一排排的探測器。到2020年初，我們仍然只能推測質子衰變的可能性，但信號隨時都有可能出現。

如果只考慮標準模型，我們找不到質子衰變的良好途徑：它的生命週期應該很長，如果我們在宇宙大爆炸以來的時間跨度內監測宇宙中的每個質子，應該沒有一個質子會衰變。但是，如果大統一理論是正確的，那麼質子應該可以很容易地衰變成π介子和（反）輕子，並且在最簡單的模型中其壽命應該“只有”約10^30年。如此長的時間簡直不可估量，但物理學家有一種方法來驗證這一點。

我們所要做的就是在一個地方收集足夠多的質子——比如水分子中的氫原子——然後建立一套足夠靈敏的探測器，來識別質子衰變時可能會出現的信號。如果能把10^30個質子放在一起，等待一年，那應該就能測量它們的半衰期；如果半衰期短於10^30年，我們應該能夠對它們的壽命設定一個下限。經過幾十年這樣的實驗，結合我們從中微子探測器實驗中了解到的質子壽命信息，我們現在已經知道，質子的壽命不可能短於約10^35年。

由於宇宙中的束縛態與完全自由的粒子不一樣，因此可以想像，質子的穩定性可能不如我們通過測量原子和分子的衰變特性時所觀察到的那樣穩定。在原子和分子中，質子與電子和其他復合結構結合在一起。然而，在所有的實驗設備中觀察到的所有質子中，我們從未見過與質子衰變相符的事件。

這告訴我們，最簡單的大統一理論並不能反映現實，也不能告訴我們質子是否真的穩定。同樣，“穩定”的原子核也可能衰變；電子、中微子和光子可能也會衰變；即使是引力波或空間本身也可能不是永恆的。我們對非標準模型物理學的一些最有力的限制就來自於沒有觀測到這些衰變。就我們所測量的極限而言，宇宙的大部分組成似乎是穩定的。

但是，宇宙中的物質在某種形式下真的是穩定的嗎？或者，如果我們等待任意長的時間，它最終會以某種方式衰變嗎？重要的是要記住，我們用實驗所測量的結果會受到實驗方法的局限。

例如，一個自由中子的平均壽命約為15分鐘，但中子星中的一個中子有足夠的結合能，因此是完全穩定的，即可能永遠都不會衰變。類似地，質子或某些原子核可能在本質上是不穩定的，但由於我們在測量它們時，它們被束縛在原子和分子中，我們才認為它們是穩定的。我們的結論只有通過實驗才能得到。

根據質子的基本組成粒子的轉變，闡明了質子衰變的兩種可能途徑。這些過程從未被觀察到，但在標準模型的許多擴展，如第一種大統一理論SU（5）理論中，這些過程是被允許的。

儘管如此，我們已經測量瞭如此多基本粒子和復合粒子的穩定性，這一事實在很多方面限制了對標準模型的可能修改。簡單的大一統模型被排除在外。許多超對稱理論已經完全被拋棄。其他引入新粒子的想法，包括人工色理論（technicolor theory）和涉及額外維度的理論，都受到我們宇宙中物質的可觀測穩定性的限制。

儘管物質在宇宙中的最終命運尚未確定，但其迴旋餘地已經比20世紀和21世紀物理學家們所提出的許多最偉大構想都要小得多。我們可能還不知道“宇宙是什麼”，但令人印象深刻的是，我們知道了更多有關“宇宙不是什麼”的信息。（任天）