Ponieważ jednak objętość rozszerzającego się wszechświata zmienia się, wygodnie jest zamiast średniej liczby barionów na jednostkę objętości posługiwać się innym parametrem: stosunkiem średniej gęstości barionów do gęstości fotonów promieniowania reliktowego:
Wielkość ta jest niezależna od objętości wszechświata, a pozostaje stała od momentu zajścia w nim rekombinacji, czyli połączenia elektronów z jądrami w obojętne atomy.
Najlepsze obecnie oszacowanie parametru pochodzi z analizy procesu nukleosyntezy oraz pomiarów dokonanych przez sondę WMAP i wynosi:
Fakt, że liczba ta jest tak niewielka, stanowi dodatkowy argument za bariogenezą. W bardzo wczesnym wszechświecie, gdy temperatura była jeszcze bardzo wysoka (powyżej K), bariony i antybariony (a wcześniej kwarki i antykwarki) były w równowadze z promieniowaniem, tzn. procesy kreacji par cząstka-antycząstka i ich anihilacji zachodziły jednakowo często. Pod koniec tego okresu, zwanego erą hadronową, temperatura (czyli energia cząstek) spadła na tyle, że procesy kreacji par hadronów przestały zachodzić i nastąpiła niemal całkowita anihilacja par barion-antybarion. Powyżej przytoczona wartość świadczy, iż przewaga barionów nad antybarionami w tym momencie musiała być bardzo niewielka, rzędu kilku cząstek na miliard.