Přes všechny problémy superstrunové kosmologie nabídla slibná řešení řady otázek. Jednou z takových otázek je, zda tato kosmologie bude schopna zodpovědět, jak dlouho muselo trvat inflační rozpínání vesmíru. Pokud superstrunová kosmologie takovou odpověď nabídne, bude záležet na pozorování, aby rozhodlo mezi superstrunovými inflačními modely a inflačním modelem se skalárním polem. Toto rozhodnutí bude nepochybně souviset s pochopením hustotních fluktuací a anisotropie kosmického mikrovlnného pozadí. Na druhé straně teorie superstrun nemusí přispět k problémům inflačního scénáře, ale může přispět k řešení problémů standardní kosmologie velkého třesku, jako je problém horizontu a plochosti vesmíru. Tuto možnost nabízí superstrunová kosmologie zabývající se obdobím před velkým třeskem. Tato kosmologie vychází z dilatonové gravitace jako efektivní teorie v nízkých energiích, která je konzistentní se symetriemi teorie superstrun. Radikálnější variantou inflace, která řeší problém homogenity a plochosti vesmíru, je scénář s měnící se rychlostí světla, kdy rychlost světla v počátečních fázích vývoje vesmíru byla o mnoho řádů vyšší, než je její současná hodnota.

Přímým pozorováním lze ověřit také problém temné hmoty, jehož řešení superstrunová kosmologie nabízí. Protože superstrunová kosmologie vede k velkému počtu skalárních polí, nabízí se vysvětlení původu temné hmoty pomocí potenciálu těchto polí. S tím souvisí problém pozorované malé hodnoty kosmologické konstanty. Konečně, dokonce bez znalosti přesné modulace vakuového stavu, teorie superstrun lze ověřit, zda teorie superstrun vskutku řeší problém singularit standardního kosmologického modelu.

Zájem o superstrunovou kosmologii roste. Autor článku [X1] uvádí, že na přelomu července a srpna 2000 proběhlo pracovní setkání na Univerzitě Britské Kolumbie ve Vancouveru, která se věnovalo superstrunové kosmologii. Toto pracovní setkání sponzorovaly Pacifický ústav matematických věd (the Pacific Institute for Mathematical Sciences), Kanadský ústav pokročilého výzkumu (the Canadian Institute for Advanced Research) a APCTP. Mezi pozvanými vědci byli B. Greene (Columbia Univ.), N. Kaloper (Stanford), L. Kofman (CITA, Univ. of Toronto), D. Lowe (Brown Univ.), B. Ovrut (Univ. of Pennsylvania), S. Ramgoolam (Brown Univ.), S. Sin (Hanyang Univ.), D. Son (Columbia Univ.), P. Steinhardt (Princeton Univ.), H. Verlinde (Princeton Univ.), G. Veneziano (CERN) a A. Zhitnitsky (UBC). Autor článku [X1] uvádí, že setkání se zabývalo dalšími směry vývoje superstrunové kosmologie.

Jedním ze slibných směrů superstrunové kosmologie je kosmologie období před velkým třeskem. Teoretikové očekávají, že mezi superstrunovou kosmologií a inflační kosmologií se skalárním polem budou důležité rozdíly. Kosmologie období před velkým třeskem je popisem fyziky nízkých energií, která bere v úvahu všechny módy nízkých energií v teorii superstrun, tedy nejen graviton, ale také dilaton a antisymetrické tensorové pole (které však pro dynamiku pozadí na úrovni homogenních pohybových rovnic nehraje důležitou roli). Symetrie a pohybové rovnice pro dilatonovou gravitaci vedou ke scénáři, kdy vesmír svoji existenci začíná ve stavu blízkém poruchovému strunovému vakuu, prochází dilatonovou fází kontrakce, během níž Hubbleův poloměr H-1(t) (H je rychlost expanze, t je čas) se smršťuje rychleji než fyzikální délka spoluměnících se měřítek. Tím se současně řeší problém horizontu ve standardní kosmologii a problém mechanismu vzniku velkoobjemových struktur jako jsou galaxie. Kvantově mechanické fluktuace, které existují během fáze smršťování v sub-Hubbleově měřítku, zamrzají, když se Hubbleův poloměr zmenší pod velikost vlnových délek těchto fluktuací. Naopak se tyto kvantové fluktuace super-adiabaticky zesilují, když je jejich vlnová délka větší než Hubbleův poloměr. Tím kvantové fluktuace vstupují znovu do hry v pozdějších fázích vývoje vesmíru jako klasické fluktuace hustoty. Když se vesmír smršťuje, jeho křivost roste.

Existuje také možnost, jíž nelze popsat pomocí rovnic dilatonové gravitace. Vesmír během své fáze kontrakce fázově přechází do rozpínající se Friedmanovy kosmologie prostřednictvím určité duální transformace. Je třeba poznamenat, že kosmologie období před velkým třeskem vývoj pozadí a spektrum indukovaných fluktuací popisuje jiným způsobem než inflační modely se skalárním polem. Fluktuace hustoty, vycházející z dilatonového řešení, nejsou škálově invariantní. Ve velkých měřítcích jsou naprosto zanedbatelné. Ostatní pole v období před velkým třeskem (jako je axion) však vytvářejí fluktuace, které mohou být škálově invariantní. Protože tyto fluktuace začínají jako fluktuace isokřivosti, mohou vést k odlišným předpovědím pro pozorování, jako je anisotropie spektra kosmologického mikrovlnného pozadí, než jsou předpovědi skalárně metrických fluktuací inflační kosmologie.

Vidíme tedy, že superstrunová kosmologie vede k předpovědím, které jsou dostatečně odlišné od standardní inflační kosmologie. Proto bude možno obě teorie falzifikovat pozorováním.

Kosmologie období před velkým třeskem se potýká také s problémem "hladkého ukončení". V kontextu pohybových rovnic dilatonové gravitace období smršťování končí v singularitě a období rozpínání ze stejné singularity vychází. Protože singularita se objevuje v okamžiku vysoké křivosti prostoročasu, je zřejmé, že akce efektivní dilatonové gravitace není správným popisem superstrunové fyziky v blízkosti singularity. Další výzvou pro superstrunovou kosmologii tedy je zjistit, zda teorie superstrun je schopna nalézt vhodný mechanismus hladkého přechodu z období smršťování do období rozpínání s pevnou hodnotou dilatonu. Přestože již existuje několik pokusů řešit problém "hladkého ukončení" za hranicemi platnosti dilatonové gravitace, žádný z nich dosud nevedl k zásadnějším výsledkům. Důležitým otevřeným problémem superstrunové kosmologie je vývoj skutečně strunové neporuchové verze scénáře vývoje vesmíru před velkým třeskem nebo modifikace původního inflačního scénáře tak, aby vedl ke skutečně superstrunovému kosmologickému modelu.