有足够能量转变成反电子，由于测不准原理意味着质子中夸克的能量不可能严格不变，所以，其中一个夸克能非常偶然地获得足够能量进行这种转变，这样质子就要衰变。夸克要得到足够能量的概率是如此之低，以至于至少要等100万亿亿亿年（1后面跟30个0）才能有一次。这比宇宙从大爆炸以来的年龄（大约100亿年——1后面跟10个0）要长得多了。因此，人们会认为不可能在实验上检测到质子自发衰变的可能性。但是，我们可以观察包含极大数量质子的大量物质，以增加检测衰变的机会。（譬如，如果观察的对象含有1后面跟31个0个质子，按照最简单的GUT，可以预料在一年内应能看到多于一次的质子衰变。）
人们进行了一系列的实验，可惜没有一个得到质子或中子衰变的确实证据。有一个实验是用了8千吨水在俄亥俄的莫尔顿盐矿里进行的（为了避免其他因宇宙射线引起的会和质子衰变相混淆的事件发生）。由于在实验中没有观测到自发的质子衰变，因此可以估算出，可能的质子寿命至少应为1千万亿亿亿年（1后面跟31个0）。这比简单的大统一理论所预言的寿命更长。然而，一些更精致更复杂的大统一理论预言的寿命比这更长，因此需要用更灵敏的手段对甚至更大量的物质进行检验。
尽管观测质子的自发衰变非常困难，但很可能正由于这相反的过程，即质子或更简单地说夸克的产生导致了我们的存在。它们是从宇宙开初的可以想像的最自然的方式——夸克并不比反夸克更多的状态下产生的。地球上的物质主要是由质子和中子，从而由夸克所构成。除了由少数物理学家在大型粒子加速器中产生的之外，不存在由反夸克构成的反质子和反中子。从宇宙线中得到的证据表明，我们星系中的所有物质也是这样：除了少量当粒子和反粒子对进行高能碰撞时产生出来的以外，没有发现反质子和反中子。如果在我们星系中有很大区域的反物质，则可以预料，在正反物质的边界会观测到大量的辐射，该处许多粒子和它们的反粒子相碰撞、互相湮灭并释放出高能辐射。
我们没有直接的证据表明其他星系中的物质是由质子、中子还是由反质子、反中子构成，但二者只居其一，否则我们又会观察到大量由涅灭产生的辐射。因此，我们相信，所有的星系是由夸克而不是反夸克构成；看来，一些星系为物质而另一些星系为反物质也是不太可能的。
为什么夸克比反夸克多这么多？为何它们的数目不相等？这数目有所不同肯定使我们交了好运，否则，早期宇宙中它们势必已经相互湮灭了，只余下一个充满辐射而几乎没有物质的宇宙。因此，后来也就不会有人类生命赖以发展的星系、恒星和行星。庆幸的是，大统一理论可以提供一个解释，尽管甚至刚开始时两者数量相等，为何现在宇宙中夸克比反夸克多。正如我们已经看到的，大统一理论允许夸克变成高能下的反电子。它们也允许相反的过程，反夸克变成电子，电子和反电子变成反夸克和夸克。早期宇宙有一时期是如此之热，使得粒子能量高到足以使这些转变发生。但是，为何导致夸克比反夸克多呢？原因在于，对于粒子和反粒子物理定律不是完全相同的。
直到1956年人们都相信，物理定律分别服从三个叫做C、P和T的对称。C（电荷）对称的意义是，对于粒子和反粒子定律是相同的；P（宇称）对称是指，对于任何情景和它的镜像（右手方向自旋的粒子的镜像变成了左手方向自旋的粒子）定律不变；T（时间）对称是指，如果我们颠倒粒子和反粒子的运动方向，系统应回到原先的那样；换言之，对于前进或后退的时间方向定律是一样的。
1956年，两位美国物理学家李政道和杨振宁提出弱作用实际上不服从P对称。换言之，弱力使得宇宙的镜像以不同的方式发展。同一年，他们的一位同事吴健雄证明了他们的预言是正确的。她将放射性元素的核在磁场中排列，使它们的自旋方向一致，然后演示表明，电子在一个方向比另一方向发射出得更多。次年，李和杨为此获得诺贝尔奖。人们还发现弱作用不服从C对称，即是说，它使得由反粒子构成的宇宙的行为和我们的宇宙不同。尽管如此，看来弱力确实服从CP联合对称。也就是说，如果每个粒子都用其反粒子来取代，则由此构成的宇宙的镜像和原来的宇宙以同样的方式发展！但在1964年，还是两个美国人——J·W·克罗宁和瓦尔·费兹——发现，在称为K介子的衰变中，甚至连CP对称也不服从。1980年，克罗宁和费兹为此而获得诺贝尔奖。（很多奖是因为显示宇宙不像我们所想像的那么简单而被授予的！）
有一个数学定理说，任何服从量子力学和相对论的理论必须服从CPT联合对称。换言之，如果同时用反粒子来置换粒子，取镜像和时间反演，则宇宙的行为必须是一样的。克罗宁和费兹指出，如果仅仅用反粒子来取代粒子，并且采用镜像，但不反演时间方向，则宇宙的行为于保持不变。所以，物理学定律在时间方向颠倒的情况下必须改变——它们不服从T对称。
早期宇宙肯定是不服从T对称的：当时间往前走时，宇宙膨胀；如果它往后退，则宇宙收缩。而且，由于存在着不服从T对称的力，因此当宇宙膨胀时，相对于将电子变成反夸克，这些力更容易将反电子变成夸克。然后，当宇宙膨胀并冷却下来，反夸克就和夸克湮灭，但由于已有的夸克比反夸克多，少量过剩的夸克就留下来。正是它们构成我们今天看到的物质，由这些物质构成了我们自己。这样，我们自身之存在可认为是大统一理论的证实，哪怕仅仅是定性的而已；但此预言的不确定性到了这种程度，以至于我们不能知道在湮灭之后余下的夸克数目，甚至不知是夸克还是反夸克余下。（然而，如果是反夸克多余留下，我们可以简单地称反夸克为夸克，夸克为反夸克。）
大统一理论并不包括引力。这关系不大，因为引力是如此之弱，以至于我们处理基本粒子或原子问题时，通常可以忽略它的效应。然而，它的作用既是长程的，又总是吸引的，表明它的所有效应是迭加的。所以，对于足够大量的物质粒子，引力会比其他所有的力都更重要。这就是为什么正是引力决定了宇宙的演化的缘故。甚至对于恒星大小的物体，引力的吸引会超过所有其他的力，并使恒星自身坍缩。70年代我的工作是集中于研究黑洞。黑洞就是由这种恒星的坍缩和围绕它们的强大的引力场所产生的。正是黑洞研究给出了量子力学和广义相对论如何相互影响的第一个暗示——亦即尚未成功的量子引力论的一瞥。
第六章 黑洞
黑洞这一术语是不久以前才出现的。它是1969年美国科学家约翰·惠勒为形象描述至少可回溯到200年前的这个思想时所杜撰的名字。那时候，共有两种光理论：一种是牛顿赞成的光的微粒说；另一种是光的波动说。我们现在知道，实际上这两者都是正确的。由于量子力学的波粒二象性，光既可认为是波，也可认为是粒子。在光的波动说中，不清楚光对引力如何响应。但是如果光是由粒子组成的，人们可以预料，它们正如同炮弹、火箭和行星那样受引力的影响。起先人们以为，光粒子无限快地运动，所以引力不可能使之慢下来，但是罗麦关于光速度有限的发现表明引力对之可有重要效应。
1783年，剑桥的学监约翰·米歇尔在这个假定的基础上，在《伦敦皇家学会哲学学报》上发表了一篇文章。他指出，一个质量足够大并足够紧致的恒星会有如此强大的引力场，以致于连光线都不能逃逸——任何从恒星表面发出的光，还没到达远处即会被恒星的引力吸引回来。米歇尔暗示，可能存在大量这样的恒星，虽然会由于从它们那里发出的光不会到达我们这儿而使我们不能看到它们，但我们仍然可以感到它们的引力的吸引作用。这正是我们现在称为黑洞的物体。它是名符其实的——在空间中的黑的空洞。几年之后，法国科学家拉普拉斯侯爵显然独自提出和米歇尔类似的观念。非常有趣的是，拉普拉斯只将此观点纳入他的《世界系统》一书的第一版和第二版中，而在以后的版本中将其删去，可能他认为这是一个愚蠢的观念。（此外，光的微粒说在19世纪变得不时髦了；似乎一切都可以以波动理论来解释，而按照波动理论，不清楚光究竟是否受到引力的影响。）
事实上，因为光速是固定的，所以，在牛顿引力论中将光类似炮弹那样处理实在很不协调。（从地面发射上天的炮弹由于引力而减速，最后停止上升并折回地面；然而，一个光子必须以不变的速度继续向上，那么牛顿引力对于光如何发生影响呢？）直到1915年爱因斯坦提出广义相对论之前，一直没有关于引力如何影响光的协调的理论。甚至又过了很长时间，这个理论对大质量恒星的含意才被理解。
为了理解黑洞是如何形成的，我们首先需要理解一个恒星的生命周期。起初，大量的气体（大部分为氢）受自身的引力吸引，而开始向自身坍缩而形成恒星。当它收缩时，气体原子相互越来越频繁地以越来越大的速度碰撞——气体的温度上升。最后，气体变得如此之热，以至于当氢原子碰撞时，它们不再弹开而是聚合形成氦。如同一个受控氢弹爆炸，反应中释放出来的热使得恒星发光。这增添的热又使气体的压力升高，直到它足以平衡引力的吸引，这时气体停止收缩。这有一点像气球——内部气压试图使气球膨胀，橡皮的张力试图使气球缩小，它们之间存在一个平衡。从核反应发出的热和引力吸引的平衡，使恒星在很长时间内维持这种平衡。然而，最终恒星会耗尽了它的氢和其他核燃料。貌似大谬，其实不然的是，恒星初始的燃料越多，它则燃尽得越快。这是因为恒星的质量越大，它就必须越热才足以抵抗引力。而它越热，它的燃料就被用得越快。我们的太阳大概足够再燃烧50多亿年，但是质量更大的恒星可以在1亿年这么短的时间内用尽其燃料，这个时间尺度比宇宙的年龄短得多了。当恒星耗尽了燃料，它开始变冷并开始收缩。随后发生的情况只有等到本世纪20年代末才初次被人们理解。
1928年，一位印度研究生——萨拉玛尼安·强德拉塞卡——乘船来英国剑桥跟英国天文学家阿瑟·爱丁顿爵士（一位广义相对论家）学习。（据记载，在本世纪20年代初有一位记者告诉爱丁顿，说他听说世界上只有三个人能理解广义相对论，爱丁顿停了一下，然后回答：“我正在想这第三个人是谁？”。）在他从印度来英的旅途中，强德拉塞卡算出在耗尽所有燃料之后，多大的恒星可以继续对抗自己的引力而维持自己。这个思想是说：当恒星变小时，物质粒子靠得非常近，而按照泡利不相容原理，它们必须有非常不同的速度。这使得它们互相散开并企图使恒星膨胀。一颗恒星可因引力作用和不相容原理引起的排斥力达到平衡而保持其半径不变，正如在它的生命的早期引力被热所平衡一样。
然而，强德拉塞卡意识到，不相容原理所能提供的排斥力有一个极限。恒星中的粒子的最大速度差被相对论限制为光速。这意味着，恒星变得足够紧致之时，由不相容原理引起的排斥力就会比引力的作用小。强德拉塞卡计算出；一个大约为太阳质量一倍半的冷的恒星不能支持自身以抵抗自己的引力。（这质量现在称为强德拉塞卡极限。）苏联科学家列夫·达维多维奇·兰道几乎在同时也得到了类似的发现。
这对大质量恒星的最终归宿具有重大的意义。如果一颗恒星的质量比强德拉塞卡极限小，它最后会停止收缩并终于变成一颗半径为几千英里和密度为每立方英寸几百吨的“白矮星”。白矮星是它物质中电子之间的不相容原理排斥力所支持的。我们观察到大量这样的白矮星。第一颗被观察到的是绕着夜空中最亮的恒星——天狼星转动的那一颗。
兰道指出，对于恒星还存在另一可能的终态。其极限质量大约也为太阳质量的一倍或二倍，但是其体积甚至比白矮星还小得多。这些恒星是由中子和质子之间，而不是电子之间的不相容原理排斥力所支持。所以它们被叫做中子星。它们的半径只有10英里左右，密度为每立方英寸几亿吨。在中子星被第一次预言时，并没有任何方法去观察它。实际上，很久以后它们才被观察到。
另一方面，质量比强德拉塞卡极限还大的恒星在耗尽其燃料时，会出现一个很大的问题