ölçeği: skalar potansiyeli tarafından verilen enerji yoğunluğu ile Planck yoğunluğu  karşılaştırıldığında  10 değerde aşağıdadır. Bu genellikle çok kritik bir sorun olarak algılanmaz.

Birçok modelde, evrenin genişlemesine sebeb olan enflasyon fazının en azıdan evrenin bazı bölgelerinde sonuza kadar sürer. Bunun olmasının sebebi şişmeye mağruz kalan bölgeler hızlı bir şekilde genişler. şişmeye  mağruz kalmayan bölgelerdeki çürüme oranı yeteri kadar hızlı olmazsa, yeni enflasyona uğrayan bölgeler uğramayan bölgere göre daha çabuk oluşur.  Bu tür modellerde belirli bir zamanda  evrenin hacminin  büyük çoğunluğu şişer. Bütün sonsuz enflasyon modellerinde  sonsuz birçok evreni (tipik bir fratkal) üretilir.

Yeni enflasyon klasik bir şekilde potensiyeli kar topu gibi yuvarlanırken, kuantum dalgalanmaları bazen önceki seviyelere kaldırabilir. Bu bölgelerdeki enflasyon dalgalanmaları yukarı doğru düşük potensiyel enerjiye sahip bölgere nazaran daha hızlı genişler ve bu bölgeler fiziksel hacim açısından dominant olma eğilimindedir. İlk Vilenkin'e tarafından geliştirilen bu sabit durum, "ebedi enflasyon" olarak adlandırılır. Fizikçiler arasında popüler olan bu sonuç kararlı durumun sonsuza kadar devam edemeyeceğini söyler. Enflasyona ait olan uzay zaman De Sitter zamanına benzer. Ancak De Sitter'in uzayı aksine, enflasyona sebeb olan uzayın içindeki dalgalanmaların daralıp  yıkılması için kütle çekimsel tekilliğin oluşturulması gerekir. Kütle çekimsel tekillikte özkütle sonsuz olur. Sonuç olarak, Evrenin başlangıç koşulları için bir teorinin olması zorunlu hale gelir. Ancak Linde enflasyonun ebedi olarak geçtiğine inanmaktadır.[98]

Sonsuz enflasyon içinde şişen bölgelerdeki gitgide büyüyen hacimlere rağman bunun aksine şişmeyen bölgelerde mevcuttur. Böylece evrenin şişen kısmının hacmi global resmin içinde her zaman tasvir edilemez bir şekilde şişmeyen bölgere göre çok daha büyüktür. Bilim adamları bu varsayımsal insanı manzara karşısında olasılık dağılıımını atama konusunda hemfikir değildir. Eğer farklı bölgelerin olasılıkları hacimleri dolayısıyla sayılacak olsa, yerel bir gözlemci için biri hiç bitmeyecek bir şişmeye(enflasyon) ya da uygulanabilecek limit koşulları sahip olması beklenmelidir. Dolayısıyla enflasyonun(şişme) er ya da geç biteceğini söyler. Bazi fizikçiler bu paradoksun gözlemcinin ağırlıklandırılarak enflasyon öncesi hacimin bulunabileceğine inaniyor.

Bazı fizikçiler merkezi olmayan sonsuza dek şişen bir evren yüzünden evrenin başlangıç durumundan kaçınmaya çalıştı. Bu modeller evren en büyük ölçeğinde olsa bile hala gitgide hızlanarak genişleyeceğini ve genişlemesine her zaman devam edeceğini uzaysal olarak sonsuz olacağını ve her zaman var olacağını önerdiler.

Diğer teklifler kuantum kozmolojisine ve aşağıdaki enflasyona  göre Evrenin hiçlikten yaratılmasını anlatmak için çalışır. Vilenkin'de  böyle bir senaryo ileri sürdü. Evrenin oluşum aşamalarında enflasyon kendiliğinden meydana gelir. Hartle ve Hawking  evrenin oluşum aşamalarında sınırları olmayan bir öneri sundular.

Nihai bedava öğle yemeği olarak Guth tasvir ettiği evrenin enflasyonu, bizimkisine benziyen yeni evrenlerin sürekli olarak uçsuz bucaksız genişleme arka planında üretildiğini savundu. Bu durumda, yerçekimi etkileşimleri termodinamiğin birinci(enerji korunumu) ve ikinci yasasını (zaman ibresi ve entropi sorunu) engeller.  Ancak burada fikir birliği olmasına (buradaki fikir birliği başlangıç koşulları sorununu çözmesidir) rağmen, bazıları kuantum dalgalanması yüzünden evrenin bu duruma geldiğini iddia etti. Bu anomali yüzünden Don Page enflasyonu sesli eleştirenlerden biriydi. Termodinamiğin zaman ibresi düşük entropi başlangıç koşullarını gerektireceğini ki bunun mümkün olmadığını vurguladı.  Onlara göre, bu sorunu çözmek yerine enflasyon teorisi enflasyon çağının sonundaki yeniden ısınmanın entropiyi artıracağını evrenin başlangıç durumu için kritik bir öneme getireceğini enflasyon aşaması olmayan  diğer büyük patlama teorilerinden daha düzenli hala getireceğini vurguladılar.

Hawking ve Page Hartle-Hawking başlangıç durumunda enflasyon olasılıklarını hesaplarken, daha sonra belirsiz sonuçlar buldular. Diğer yazarlar bunu tartıştı. Çünkü enflasyon sonsuz olduğunda olasılıklar sıfır (0) olmadığı sürece önemsiz olacağını ve enflasyon başladıktan sonra kendi kendini devam ettireceğini ve kısa sürede evrene egemen oalcagını savundu. Ancak Albrecht ve Lorenzo Sorbo enflasyon kozmozun olasılıklarını tartıştı. Bugünkü gözlemlerle sabit olan bazı önceden var olma durumundan gelen rastgele dalgalanmalar enflasyon yapmaya kozmozdan daha olasıdır. Enflasyon yapan evren için gerekli olmayan yerçekimi enerjisi "tohum" miktarı enflasyon yapmayan herhangi alternatif bir kozmoz için daha azdır.

Ara sıra bahsedilen diğer bir sorun ise trans-Planckian ya da trans-Planckian etkisidir. Enflasyonun enerji ölçeği ve Planck ölçeği oldukça yakın olduğundan dolayı, bazı kuantum dalgalanmaları evrenimzdeki yapıları enflasyondan önceki Planck uzunluğundan daha küçük yaptı. Sonuç olarak, fizikte Planck ölçeği için bir doğrulama gerekir. Özellikle bilinmeyen yerçekimi  kuantum teorisi için. Bu etkinin büyüklüğü konusunda bazı anlaşmazlıklar vardır.

Melez enflosyon(şişme) diye adrandılran başka bir tür enflasyon çeşidi  yeni enflasyonların bir uzantısıdır. Melez enflasyon ilave skaler alanları sunar. Skaler alanlardan biri normal bir şekilde yuvarlanan enflasyondan(şişme) sorumludur. Bir diğeri enflasyonun sonunu tetikler. Enflasyon(şişme) yeterince uzun süre devam ettiği zaman, ikinci alanın daha düşük enerji durumuna bozulmasına uygun hale gelir.

Melez enflasyonda, bir skaler alandan biri enerji yoğunlugunun çoğundan sorumlu iken bir diğeri yavaş yuvarlanmadan sorumludur. Bu sebeble, ana enflasyondaki dalgalanmalar enflasyon bitişini engellemeyecektir. İkincideki dalgalanmalar ise genişleme oranını etkilemeyecektir. Sonuç olarak, melez enflasyonlar ebedi değildir. Yavaş yuvarlanan enflasyon potensiyelinin dibine ulaştığı zaman, ilk enflasyonun potensiyelinin minimumun konumunu değiştirir. Bu değişimde enflasyonun potensiyelini aşağıya doğru yuvarlanmasını hızlandırır. Sonuç olarak enflasyonu bitişe götürür.

Akı kompaktifikasyonların keşfi enflasyon ve sicim teorisi uzlaştırılmasının yolunu açtı. Brane enflasyon  genellikle anti-D-parçacık yığını doğru compactified geometri D-parçacık hareketinden doğduğu düşündürmektedir. Dirac-Born-Infeld  tarafından yönetilen  bu hareketin teorisi  sıradan enflasyondan farklıdır. Dinamikleri tam olarak anlaşılamamıştır. Oluşabilmesi için özel koşullar gerekmektedir. İki vakumda arasındaki tünel süreci eski enflasyonun bir şeklidir ancak yeni enflasyon yeni mekanizmalar tarafından yürütülmeldir.

İlmek kuantum kütleçekim teorisinin efektlerini araştırırken kozmoloji üzerinde  ilmek kuantum kozmoloji modeli gelişti ve bu gelişme kozmoloji enflasyonu için olası bir mekanizma sağladı .  Kuantum çekim döngüsü nicelenmiş uzayzamanı varsayar. Enerji yoğunluğu kuantize uzay tarafından tutulabilecek kadar büyükse, geri sıçrama yapılabileceği düşünülmektedir.

Diğer modeller enflasyon ile açıklanabilir gözlemlerin  bazılarını açıklayabilir. Ancak hiçbir alternatiflerden biri açıklama konusunda aynı gelişliğe sahip değildir ve hala gözlemlerle birlikte daha komplike formda  bir enflasyon ihtiyaç vardur. Bu nedenle alternatif olarak değil, enflasyona katkı olarak kabul edilmelidir.

Büyük sıçrama hipotezi kozmik daralma ve sıçrama, böylece büyük patlama neden başlangıç şartlarını açıklayan kozmik tekillik değiştirmeye çalışır. Madde veya serbest parametrelerin egzotik formuna gerek kalmadan düzlük ve ufuk sorunları doğal olarak Einstrein-Cartan-Sciama-Kiblble kütle çekim teorisiyle çözmeye çalışır. Bu teori dinamik bir değişken olarak, onun antisimetrik parçası, torsiyon tensörü ilgin bağlantısının simetri bir kısıtlama kaldırma ve ilgili genel göreceliğe  uzanır . Torsiyon ve Dirac Spinörler arasındaki minimum bağlantı son derece yüksek yoğunluklarda fermiyonik konuda önemli bir spin-spin etkileşimi oluşturur. Böyle bir etkileşim fiziksel olmayan büyük patlama teklilliği ile bertaraf edilir. Büyük patlama sıçramasından onra ki ansizin gelen genişleme günümüz evreninin neden en geniş ölçeklerde uzaysal olarak düz, homojen ve izotropik olduğunu açıklar. Evrenin yoğunluğu düştükçe, büküme etkilerinin zayıflıkları ve evren pürürsüszce radyasyonun egemen olduğu bir döneme girer.

Sicim kuramı ekstradan gözlemlenebilir üç uzaysal boyutları, ek boyutların kıvrılmış (bukleli) bir şekilde olmasını gerektirmektedir. Ekstra boyutlar süperçekim modelleri ve kuantum yerçekimi diğer yaklaşımlar sık bileşeni olarak görünür. Bu beklenmedik bir soru ortaya atar. Neden bu dört uzay zaman boyutları büyük olur ve geri kalanı neden gözlemlenemeyecek kadar küçüktür.  Bu sorunun adresini bulmak için sicim gaz kozmolojisi olarak adlandırılan Robert Brandenberger and Cumrun Vafa modeline bakmamız gerekir. Bu model evrenin ilk aşamalarını dinamiklerini sıcak gaz sicimleri olarak görür. Brandenberger ve Vafa  her bir sicimin etrafındakileri efektif bir şekilde yok etmesiyle yer-zaman boyutunun genişleyebileceğini gösterir. Her bir sicim bir boyutluk objedir. En büyük boyutlar kendi cinsine ait olan iki sicimin kesişmeleriyle oluşan üç boyuttur. Böylece, oluşan en büyük boyut üç boyuttur. Teorinin destekçileri bu modelin kozmolojideki entropiyi ve düzlüğü çözmediğini itiraf ettiler ve günümüzdeki evrenin neden bu kadar yakın ve uzaysal olarak düz olduğunu açıklayacak bir argüman sunamiyoruz.

Ekpyrotic ve döngüsel model de enflasyon yardımcıları olarak kabul edilir. Bu modeller de Büyük Patlama'dan önce genişleyen dönem boyunca ufuk sorunu çözmek ve daha sonra bir Big Crunch giden bir sözleşme aşamasında ilkel yoğunluk pertürbasyonların gerekli spektrum oluşturur. Evrenin büyük Crunch geçer ve sıcak Büyük Patlama aşamasında ortaya çıkmaktadır. Bu anlamda onlar Richard Chace Tolman en salınım evrenin anımsatan; bu modellerde bu mutlaka o kadar değil is