Wyróżniamy trzy modele Friedmana: otwarty, zamknięty i płaski. W modelach otwartych Wszechświat na początku swojego istnienia był punktem, a następnie zaczął się rozszerzać. Będzie nieustannie kontynuował ten wzrost. W modelach zamkniętych istnieje zaś określona granica, do której przestrzeń może się rozszerzyć. Początkowo, podobnie jak w modelu otwartym, punktowy Kosmos zaczyna się rozrastać we wszystkie strony. Po pewnym czasie następuje jednak spowolnienie ekspansji aż do całkowitego jej ustania. Ostatecznie te same siły, które wstrzymały dalszy wzrost Wszechświata, spowodują, że zacznie on się zapadać z powrotem do punktu. Powyższy scenariusz zyskał nazwę Wielkiego Kolapsu. Płaski model kosmologiczny sytuuje się pomiędzy dwiema poprzednimi kategoriami. Początek jest ten sam, punktowy Wszechświat zaczyna się rozszerzać. Czyni to jednak wolniej niż we wszystkich modelach otwartych i balansuje na granicy, po której przekroczeniu zacząłby się zapadać. Aby stwierdzić, który z powyższych modeli opisuje nasz Wszechświat, uczeni wprowadzili zmienną fizyczną, zwaną parametrem omega (Ω). Wielkość ta pojawia się w uzyskanym przez Friedmana rozwiązaniu równań Einsteina. Przedstawia ona stosunek rzeczywistej masy materii Wszechświata do masy krytycznej, czyli takiej, która zapoczątkowałaby proces kurczenia. Wartość omegi decyduje więc o rodzaju modelu kosmologicznego. Gdyby omega była mniejsza od jedności, wówczas mielibyśmy do czynienia z modelem otwartym i Wszechświat zawsze by się rozszerzał. Większa od jedności świadczyłaby o tym, że żyjemy we Wszechświecie zamkniętym i pewnego dnia zaczniemy zapadać się do punktu. Jeśli omega równałaby się jedności, to otaczająca nas przestrzeń byłaby płaska. W każdym modelu początek Kosmosu jest taki sam. Astronomowie sądzą, że cała materia Wszechświata była zawarta w „kuli” o nieskończenie małej średnicy i nieskończenie dużej gęstości. następnie wskutek Wielkiego Wybuchu kula zaczęła gwałtownie się rozrastać.
Budowa Układu Słonecznego