Ponieważ stała Hubble’a jest w nim równa zero, model ten jest niestabilny, * model de Sittera, w którym nie ma materii, lecz jedynie dodatnia stała kosmologiczna, przez co rozszerza się on w sposób wykładniczy, * model Friedmana-Lemaître'a (z materią i stałą kosmologiczną); przykładem jest model Eddingtona-Lemaître'a, który początkowo zachowuje się jak model Einsteina, a następnie jak model de Sittera, * model Einsteina-de Sittera, który jest płaskim modelem kosmologicznym Friedmana, * model Milne'a, czyli model pustego wszechświata (bez materii i stałej kosmologicznej). – Model stanu stacjonarnego Bondiego, Golda i Hoyle’a, oparty na założeniu, że parametry opisujące Wszechświat nie zmieniają się ani w czasie, ani w przestrzeni. W modelu tym nie ma końca ani początku Wszechświata, a materia tworzy się „z niczego”. Model ten nie tłumaczy właściwości mikrofalowego promieniowania tła i jest powszechnie uważany za fałszywy. Jego nowszą wersją jest model stanu prawie-stacjonarnego (QSS) z 1993 roku.
Niektóre z modeli kosmologicznych nazywane są modelami gorącego Wszechświata, ponieważ przewidują zaistnienie Wielkiego Wybuchu.