从某种意义上说，从被击碎的原子核飞出的亚原子粒子，就象火石打击钢铁时飞出的火花一样。钢铁ກ中ณ本来并没有火花，火花是由撞击的能量产生的。
只要给出大量某一特定同位素的原子，我们就可以测出它们在某一指定时刻的辐射量，因而就能够预ไ言在将来任何时刻๑会有多大的辐射量（会有多少个原子在发生变化）。已๐经查明，只要把原子发生变化的方式规定下来，那么，不管在开始时有多少原子，在原子总数中ณ有1้／10发生变化所需要的时间总是相同的，事实上，这些原子当中的2／10（或4๒／17๕，19／57๕3๑还是任何别ี的特定的分数）发生变化所需要的时间总是固定不变的，不管最初有多少个原子。
19๗27年，物理学家魏格纳指出，亚原子粒子的宇称是守恒的，因为这些粒子可以看作是具有“左右对称性”真有这种对称性的东西与它们在镜子里所成的像（镜像）完全相同。数字0่和8以及字母h和x都具有这样的对称性。如果你把8๖，0，h和x转一下，让它们的右边变成左边，左边变成右边，那么เ，你仍旧会得到8，0่，h和x。字母bຘ和p就没有这种左ุ右对称性。要是你把它们转个18๖0่°，b就会变成d，p就变成q——成为ฦ完全不同的字母了。
有没有可能发明一些非常微小、非常灵敏，而又不直接同所要测量的性质发生关系的测量器件和方แ法，因而也就根本不会给所要测量的性质带来丝毫变化呢？
在某一个ฐ范围内的能量分布可以用数学方法表示出来。并且我们会看到，实际上既没有任何粒子具有无限大的能量，也没有一个ฐ粒子的能ม量等于零，粒子只能非常接近这两个能量值，但永远不能达到它们。快子有时会以稍稍大于光速的速度运动，但它的速度永远不会正好等于光速；快子也可能以确实非常巨大的速度运动，比光速还要快上百万倍（或者上亿倍或万亿倍），但它永远不会达到เ真正是无限大的速度。
显然，快子是会这样的。我们可以描绘出比光跑得还要快，但却遵循相对论要求的快子所构成的整个宇宙。不过，为了使快子能ม够做到这一点，在涉แ及能量和速度的时候，情况就会同我们通常所习惯的情况相反。
最先观察到เ比光快的粒子所发射出的这种蓝光的，是一个ฐ名叫吧维尔·切伦科夫的俄国物理学家，他在1934๒年报道了这件事。因此，这种光就被称为“切伦科夫辐射”19๗37年，另外两个ฐ俄国物理学家——伊利ำ亚·弗兰克和伊戈尔·塔姆——把这种光同粒子和光在那ว种媒质中的相对速度联系起来，从而解释了为ฦ什么会有这种光。结果，这三个人获得了19๗5๓8年的诺贝尔物理学奖。
你可能ม会问：“那么，到เ底谁的质量真正增大了？”答案是：“这要看是谁在进行测量。”这里根本不存在“真正”这种东西。每一件东西都只是由á某个ฐ人相对于某种别的东西测量出来的。正因为ฦ这样，才产生了“相对论”这个理论。
不过，在通常的速度下，爱因斯ั坦所预言的各种效应都是极小的，因此可以被忽略掉。这时，牛顿定律的简单的算术加法就起作用了。由于在我们所处的环境中ณ，牛顿定律总是适用的，因此，它们被我们看作是一种“常识”而爱因斯ั坦的定律却被看成“不可思议的”
如果是这样的话，引力子就是以光子的速度前进的。这就意味着，如果太阳消失的话，它所放出的最后的引力子将与最后的光子同时抵达地球。在我们最后看见太阳的一瞬间，也同时失掉了它的吸引力。
麻烦的是，引力场是太微弱了，只有在相当大的质量下，才能发现引力场，而单个粒子或反粒子的引力场，则ท是无法发现的。我们能够得到普通粒子构成的大质量，但是，迄今仍未能ม把足够多的反粒子搜罗到เ一起。而且，时至今日，也没有哪个人能够提出一种能够发现反引力效应的切实可行的办法来。