Космологи́ческие моде́ли, модели Вселенной, которые следуют из решения уравнений тяготения А. Эйнштейна в применении ко Вселенной в целом. Для изотропной и однородной в больших масштабах Вселенной эти уравнения дают различные космологические модели в зависимости от величины средней плотности r материи во Вселенной. Если r больше критического значения rк, то Вселенная «замкнута» и наблюдаемое расширение Вселенной должно смениться в будущем сжатием (модель пульсирующей Вселенной), если r<rк, то Вселенная «открыта» и будет все время расширяться. Данные наблюдений пока не позволяют получить достаточно надежные оценки величины r.