宇宙中有一些事物，在经过足够长的时间之后，最终都会消失；但还有另一些事物，无论我们等待多久，都观察不到丝毫衰变的迹象。这并不一定意味着它们是稳定的，而是表明如果它们不稳定，其寿命就会超过某个可测量的极限。我们已经知道，大量的粒子（包括基本粒子和复合粒子）都是不稳定的，但至少到目前为止，仍有一些粒子看起来是稳定的——就我们已经能够测量的精度而言。
质子的内部结构，显示了夸克、胶子和夸克的自旋。核力就像弹簧，没有拉伸时，核力可以忽略不计，但拉伸到很长一段距离时，就会产生很大的吸引力。就我们所知，质子是一种真正稳定的粒子，科学家还从未观察到它会衰变。
然而，它们真的足够稳定，即使宇宙的时钟永远向前运行，也永远不会衰变吗？或者，如果我们等待的时间足够长，我们能否看到其中一些粒子，甚至所有这些粒子消失？如果一个之前被认为是稳定的原子核、一个单独的质子，甚至是电子、中微子或光子等基本粒子发生衰变，对宇宙意味着什么？如果我们生活在一个物质从根本上就不稳定的宇宙中，又将意味着什么？
认为任何形式的物质都不稳定的观点，实际上可以说相对新颖：科学家到19世纪末才提出了这种假说，作为放射性的必要解释。含有某些元素（镭、氡、铀等）的物质似乎会自发地产生能量，就好像它们是由某种内在的引擎提供能量似的。
随着时间的推移，科学家揭示了这些反应的真相：这些原子的原子核正在经历一系列的放射性衰变。最常见的三种类型是：
（1）α衰变：原子核喷出一个α粒子（带有2个质子和2个中子），使元素周期表上的两种元素向下移动；
α衰变是一个较重的原子核释放一个α粒子（氦核）的过程，会形成更稳定的结构并释放能量。α衰变、β衰变和γ衰变，是元素放射性衰变自然发生的主要方式。
α衰变是一个较重的原子核释放一个α粒子（氦核）的过程，会形成更稳定的结构并释放能量。α衰变、β衰变和γ衰变，是元素放射性衰变自然发生的主要方式。
（2）β衰变：原子核将一个中子转化为质子，同时释放出一个电子（β粒子）和一个反中微子，使元素周期表上的一个元素向上移动；
（3）γ衰变：原子核处于激发态时，会释放出一个光子，并过渡到较低能量的状态。
在这些反应的最后，剩下的总质量（生成物）总是小于开始时的总质量（反应物），剩下的质量通过爱因斯坦着名的质能方程转化为纯能量，E = mc^2。如果你在2003年之前就知道了元素周期表，你可能会知道铋（Bi），即第83个元素，是最重的稳定元素，每一个比它重的元素都经历了某种形式的放射性衰变（或衰变链），直到成为真正稳定的元素。
但在2003年，科学家发现，铋的每一种同位素都是不稳定的，包括储量丰富、自然存在的铋209。这种同位素的寿命非常长，半衰期约为10^19年，相当于现今宇宙年龄的10亿倍。由于这一发现，科学家现在认为最重的稳定元素是铅，原子序是82。但是，如果时间足够长的话，铅也可能会衰变。
在发现放射性之后的几十年里，放射性衰变发生的原因一直都没有得到很好的解释：这是一个本质上的量子过程。某些守恒定律是物理定律中不可分割的一部分，就像能量、电荷、线动量和角动量这样的量总是守恒的。这意味着，如果我们要测量任何候选反应的反应物和生成物（或物理上可能的生成物）的这些性质，它们必须总是相等的。这些量不能自发地产生或毁灭；这就是物理学中“守恒”的意思。
但是，如果有多种组态能遵守所有这些守恒定律，它们中的一些将会比其他的更具有能量可行性。“能量可行性”（energetically favorable）就像一个从山顶滚下来的圆球。它将停在在哪里？你可能会认为在底部，但不一定。可能存在着许多可以让球停住的低点，但其中只有一处是最低的。
在经典物理学中，如果你的球被困在其中一个“假极小值”，或者一个并非最低可能组态的低点时，就会被困在那里，除非有什么东西出现，给了球足够的能量，使它上升到超出所在低点（如一个小坑）的边界。只有到那时，它才有机会重新开始向山下滚动，并有可能最终到达更低能量的组态，或是处于最低的能量状态（基态）。
但在量子物理学中，你不需要增加能量就能实现跃迁。在量子宇宙中，在没有任何外部能量的情况下，自发地从一个假最小态跳到一个更低能量的组态——甚至直接跳到基态，是有可能的。这种现象被称为量子隧穿（quantum tunneling），是一个概率过程。如果自然法则没有明确禁止这一过程的发生，那么它肯定会发生，唯一的问题是需要多长时间。
一般来说，以下几个主要因素决定了不稳定（或准稳定）状态将持续多长时间：
（1）反应物和生成物之间的能量差是多少？（更大的差异和更大的差异百分比意味着更短的生命周期）
（2）从当前状态到最终状态的过渡是如何被抑制的？（也就是说，能量势垒的大小是多少？）
（3）从初始状态到最终状态需要多少“步骤”？（步骤越少，过渡的可能性就越大）
（4）到达最终状态的量子路径的本质是什么？
像自由中子这样的粒子是不稳定的，因为它可以经历β衰变，转变成质子、电子和反电子中微子（严格地说，一个下夸克经过β衰变成一个上夸克）。另一种量子粒子μ介子也是不稳定的，也会经历β衰变，转变为电子、反电子中微子和μ中微子。它们都是弱衰变，都是由相同的规范玻色子介导的。但由于中子衰变的产物占反应物质量的99.9%，而μ介子衰变的产物只占反应物质量的约0.05%，因此μ介子的平均寿命以微秒计，而一个自由中子的寿命约为15分钟。
单独测量不稳定粒子是确定其性质的极佳方法，只要它们的寿命比人类的时间尺度更短。你可以一次一个地观察它们，看看它们直到最终衰变消失能持续多久。但对于寿命极长（甚至比宇宙的年龄还要长）的粒子，这种方法就行不通了。如果你拿一个像铋-209这样的粒子，然后等上整个宇宙的年龄（大约10^10年），它衰变的几率还不到十亿分之一。这实在是一个可怕的方法。
但是，如果你有大量的铋-209个粒子，就像阿伏伽德罗常数（6.02×10^23）那么多，那么一年之后就会有略多于3万个的铋粒子衰变。如果实验足够灵敏，能够测量出样品中原子组成的微小变化，你就能够检测并量化铋-209的不稳定性。这个想法是对20世纪80年代粒子物理学中一个重要观点——大统一理论（grand unified theory）——的一次关键考验。
在我们当前的低能量宇宙中，存在四种基本力：引力、电磁力、强核力和弱核力。在高能量下，其中两种力——电磁力和弱核力——统一成为单一的力，即电弱力。在更高的能量下，基于粒子物理学中有关群论的重要观点，可以推理出强核力将与电弱力相统一。这个被称为“大统一”的理论，会对物质的重要组成部分——质子——产生重要的影响。
如果只考虑标准模型，我们找不到质子衰变的良好途径：它的生命周期应该很长，如果我们在宇宙大爆炸以来的时间跨度内监测宇宙中的每个质子，应该没有一个质子会衰变。但是，如果大统一理论是正确的，那么质子应该可以很容易地衰变成π介子和（反）轻子，并且在最简单的模型中其寿命应该“只有”约10^30年。如此长的时间简直不可估量，但物理学家有一种方法来验证这一点。
我们所要做的就是在一个地方收集足够多的质子——比如水分子中的氢原子——然后建立一套足够灵敏的探测器，来识别质子衰变时可能会出现的信号。如果能把10^30个质子放在一起，等待一年，那应该就能测量它们的半衰期；如果半衰期短于10^30年，我们应该能够对它们的寿命设定一个下限。经过几十年这样的实验，结合我们从中微子探测器实验中了解到的质子寿命信息，我们现在已经知道，质子的寿命不可能短于约10^35年。
这告诉我们，最简单的大统一理论并不能反映现实，也不能告诉我们质子是否真的稳定。同样，“稳定”的原子核也可能衰变；电子、中微子和光子可能也会衰变；即使是引力波或空间本身也可能不是永恒的。我们对非标准模型物理学的一些最有力的限制就来自于没有观测到这些衰变。就我们所测量的极限而言，宇宙的大部分组成似乎是稳定的。
但是，宇宙中的物质在某种形式下真的是稳定的吗？或者，如果我们等待任意长的时间，它最终会以某种方式衰变吗？重要的是要记住，我们用实验所测量的结果会受到实验方法的局限。
例如，一个自由中子的平均寿命约为15分钟，但中子星中的一个中子有足够的结合能，因此是完全稳定的，即可能永远都不会衰变。类似地，质子或某些原子核可能在本质上是不稳定的，但由于我们在测量它们时，它们被束缚在原子和分子中，我们才认为它们是稳定的。我们的结论只有通过实验才能得到。
尽管如此，我们已经测量了如此多基本粒子和复合粒子的稳定性，这一事实在很多方面限制了对标准模型的可能修改。简单的大一统模型被排除在外。许多超对称理论已经完全被抛弃。其他引入新粒子的想法，包括人工色理论（technicolor theory）和涉及额外维度的理论，都受到我们宇宙中物质的可观测稳定性的限制。
尽管物质在宇宙中的最终命运尚未确定，但其回旋余地已经比20世纪和21世纪物理学家们所提出的许多最伟大构想都要小得多。我们可能还不知道“宇宙是什么”，但令人印象深刻的是，我们知道了更多有关“宇宙不是什么”的信息。
