NEOŠTRO U (ASTRO)FOTOGRAFIJI

Kad je nešto neoštro, svaki novopečeni fotografski tehnofrik će vam reći da malo toga dobrog iz toga može da proistekne. Iskusniji fotografi se neće složiti i pomenuće omekšavanje svetla u studiju i omekšavanje detalja na portretima. Ali i štampar će demantovati tehnofrika, u vreme pripreme novina u prošlom veku što se (najvećim delom) obavljalo bez kompjutera, štampar je vrlo često imao potrebu da dodatno oštri fotografiju koju je dobio od fotografa. Dakle on bi oštrio ali paradoksalno, to nikako ne može bez neoštrog. Ovo neoštro nije samo pogrešna tehnika primenjena od strane fotografa ili njegovog objektiva već su i mnogi jeftini filmovi u to doba imali osobinu da na malom formatu ne budu naročito izdašni sa detaljima; a štampa crnobelih fotografija u novinama sama po sebi je uvek bila štampa najgoreg kvaliteta. Trebalo je, dakle, junački oštriti.

Štampar je stoga upotrebljavao tehniku danas poznatu kao "unsharp masking"; napravi se normalna pozitivna fotografija u laboratoriji kao prvi korak. Onda se napravi negativ ali tako da bude potpuno neoštar; ovo je moguće postići raznoraznim projekcionim sočivima ili kod kontaktnog tipa na staklenoj ploči tako što se radi na poleđini ploče, dakle malo ali jasno izvan fokusnog plana. U ovom koraku su ključne dve stvari: prvo, imamo negativ i drugo, taj negativ je mutan. To će nam poslužiti kao maska.

Sada se ova dva snimka kombinuju jedan preko drugog i dešava se čudo: rezultat je izoštreni pozitiv, sa doduše malo smanjenim kontrastom generalno, ali su separacije svih detalja neverovatno jasnije. Stepen "mutnoće" neoštre maske nam zapravo određuje prečnik detalja čije izoštravanje želimo, što mutnija maska to je prečnik izoštrenih detalja veći. 

Mi danas to radimo digitalno, u Photoshopu postoji opcija koja se baš kao i nekad zove unsharp masking (USM) a u principu je moguće to i ručno uraditi. Dakle, potreban nam je originalni snimak koji izoštravamo, tzv pozitiv, i njegova mutna maska.

 

Ko je pratio na času shvatio je da je u mračnoj komori mutna maska negativ a ne pozitiv - dok je kod mene pozitiv. Ovo je fundamentalna razlika koja ne menja finalni rezultat, pošto laborant može samo da sabira ova dva poluprovidna snimka, dok ću ja da oduzmem desnu fotku od leve.

Rezultat je ovo levo, uporedite ga sa originalnim snimkom sa početka (desno):

Jasno se vidi da je rezultat oštriji u nekom srednjem prečniku detalja, sa naglašenijim bojama ali i tamniji. Ovo je normalno pošto imamo oduzimanje, koje se primenjuje na sve tonove mada na neke, logično, naglašenije. Ako osvetlimo izoštreni snimak, dobićemo realnije poređenje u odnosu na polazni snimak:

 

Ova tehnika izoštravanja je u astronomiji eksplodirala osamdesetih kad se Dejvid Melin sa Australijske opservatorije (AAO) dohvatio iste. Treba doduše priznati da je on bio i pionir kolorne astrofotografije, tako da je u vremenu pre svemirskog teleskopa Habl ovo bio zaista veliki iskorak, ne sa naučnog već sa popularizatorskog aspekta. Četvorometarski australijski kesegrejn je isporučivao takve detalje da je i danas zapanjujuća fotografija Horsehead nebule koja je pritom dobijena, imajući u vidu da USM tehnika generalno (mora da) smanjuje kontrast i dinamički raspon fotografije.

Sasvim drugi tip izoštravanja danas dominira astrofotografijom i mikroskopijom: dekonvolucija. U pitanju je potpuno različit pristup, dekonvolucija pokušava da otkrije detalje koji su zakopani u zamućenjima, imajući u vidu statistički najveće šanse kako bi to moglo da izgleda. Osim toga, dekonvolucija (pod optimalnim okolnostima) uzima u obzir i parametre optičkog sistema i njegove aberacije, da bi isporučila tačniji rezultat. Razlika u odnosu na USM koji je "slepa" i u suštini štamparska tehnika je primetna i ponekad drastična, ali je isto tako prisutna i filozofska dilema da li je novonastali detalj dobijen dekonvolucijom zaista takav u prirodi ili je algoritam to izmaštao. Naravno da ovo uopšte nije toliko izraženo u realnosti, odnosno dekonvoluciju treba baš mnogo nagaziti da bi počela da izmišlja, ali to važi za svaku tehniku - preterivanje se ne isplati.

I dekonvoluciju imate u Photoshopu, zove se smart sharpening. Reč je zapravo o vrlo primitivnoj formi univerzalne dekonvolucije koja, doduše, daje na sitnijim detaljima bolje rezultate u odnosu na USM, ali koja je takva kakva je upravo da bi se mogla svakodnevno primenjivati na svim mogućim objektivima i aparatima koje ljudi danas poseduju. 

Dakle, mutno se ipak ponekad isplati? Svakako, evo još jednog primera fotografske mutnoće koja nije neprimerena:

 

Ovo su dva potpuno ista kadra Mlečnog Puta, praktično oba su neobrađena; gornji je bez a donji sa fog-filterom. U vreme filmske fotografije raznorazni efekti nisu mogli da se rade u laboratoriji ili kao danas softverski, već je moralo da se snima raznoraznim filterima koji su dotične efekte proizvodili. Kad je u pitanju stepen i vrsta zamućenja postoji podela na:

- softfokus filtere sa tipičnom primenom u portretnoj fotografiji; reč je o umanjenju sitnijih detalja sa manjim kontrastom kao to su recimo mladeži, pore na koži, bore i ožiljci; dok krupnije razlike u kontrastu odnosno svetle i tamne zone (zenica, kosa i šminka) ostaju nedirnute,

- fog filtere koji umanjuju kontrast generalno, nevezano za frekvencije, s tim što dodaju neki ton (tipično svetlobeli ton) koji podseća na izmaglicu. Fog filter ima osobinu da osvetljava najtamnije detalje i to je razlika u odnosu na ostale dve vrste filtera,

- difuzijski filteri vrše umanjenje kontrasta takođe generalno, nevezano za frekvenciju svetlosti ali se dalje dele na halacijske i tzv black dot filtere. Prvi najprostije rečeno dozvoljavaju da na granici tamne i svetle zone na slici svetla zona prelije svoje zamućenje na okolnu tamnu zonu. Ovaj efekat na filmu, premda potpuno drugačije prirode, se zove halacija i otud i ime. Drugi tip filtera nema ovo prelivanje, mešanje na granici svetle i tamne zone je ravnomerno i jedina stvar na koju treba obratiti pažnju je da ovi filteri (zbog postojanja sitnih tamnih tačaka u optičkom medijumu) imaju osobinu da zatamne sliku. Nama danas to ne igra nikakvu ulogu pošto aparati i telefoni automatski mere ali na filmu, u studiju, gde se merilo eksternim svetlomerima ili u kinematografiji to je bilo ekstremno bitno.

U astrofotografiji ekstremna oštrina digitalnih senzora može biti čak i ograničavajući faktor. Ako pogledate gornji snimak od poslednja dva, dakle snimak bez fog-filtera videćete da su razlike među zvezdama poprilično minimizirane. I šesta i deveta magnituda izgledaju veoma slično, po njihovom prečniku se sjaj veoma teško može izvući. Ovo je zato što je digitalni senzor zapravo veoma tačan i efikasan u skupljanju i razvrstavanju fotona. Film naprosto razlije svoju svetlu zonu po okolini zvezde i napravi jasnu razliku među zvezdama; senzor i šestu i devetu magnitudu naprotiv drži u okviru iste površine i to je fundamentalna razlika. Zvezde su u teleobjektivu, kao i u svakom refraktoru, zapravo veoma sitne i često umeju da budu po par piksela. A ako fotoni upadaju u tih nekoliko piksela kontinuirano i presaturiraju ih, što se vrlo često dešava kod sjajnijih zvezda, mi nemamo način da izmerimo sjaj centralnih izgorelih (belih) piksela i sve što nam preostaje je da posmatramo rub zvezde koji nije presaturiran i da na osnovu njega izvodimo zaključke. Međutim, ukoliko je zvezda unutar dinamičkog raspona senzora onda će ona biti vrlo tačno prikazana pomoću tih nekoliko piksela od kojih će neki biti tamniji a neki svetliji, ali će i tamnije i svetlije zvezde naprosto imati veoma male razlike u prečnicima.

 

Ovo je četiri puta uvećana rezolucija monohromatskog snimka dobijenog pedeseticom. Zelenim krugom je okružena zvezda koja u svom centru ima nekoliko pregorelih piksela, odnosno onih koji u PS-u pokazuju vrednost 255 u sva ti kanala. Nikakvo merenje niti vraćanje detalja u cilju spašavanja boja nije moguće u ovoj zoni, ali to je neminovnost astrofotografije i digitalnih senzora, neke (veće) zvezde moraju da imaju izgorele centre. Plavim rubom je označena zvezda koja nije izgorela i, ako se urade sve kalibracije, ovde je fotometrija moguća. 

Ljubičasti krug označava zvezdicu koja je na granici rezolucije i koja zauzima tek četiri piksela a i to nepotpuno. Razlika u prečniku ljubičaste i plave zvezde je veoma mala ali je velika u sjaju: 248 prema 136 odnosno oko jedne magnitude. Ovde zapravo vidimo da je optički sistem zapravo undersampled, odnosno da senzor ne može da isprati rezoluciju koju mu optika isporučuje. Zašto je to bitno vidimo upravo kod ove zvezde, jer kako zvezda postaje sitnija onda ona crta sve manji krug. Ako smanjimo četiri piksela duplo dobijamo jedan piksel, i to je već nemoguće za detekciju u praksi, uzimajući u obzir još mnogo drugih ometajućih faktora. Ako je svetli krug koji zvezda crta još manji tj manji od površine piksela, a intenzitet emitovanog svetla ispod zone registrovanja svetla od strane tog piksela na senzoru - nećemo snimiti tu zvezdu iako ju je optika itekako nacrtala. Ovde zapravo sad dolazimo do mentalnog eksperimenta: šta ako sve više povećavamo aperturu teleskopa a samim tim i graničnu magnitudu tog sistema? Logično, sve zvezde će biti sve svetlije, ali će i njihovi Ejrijevi diskovi imati sve manje prečnike, pa će tako najtamnije zvezdice biti sve sitnije. U jednom momentu zvezda postaje sitnija od piksela senzora kamere, a broj fotona postaje sve manji i ovo je granična magnituda za taj optički sistem. Ako bismo napravili kameru sa još sitnijim pikselima i još većom osetljivošću, onda bi taj isti teleskop mogao da prodre i koju magnitudu više - premda je neverovatno teško napraviti kameru sa sitnijim pikselima koja bi bila istovremeno i osetljivija od one sa većim pikselima. Zapravo je u istoj tehnološkoj generaciji senzora obrnuto: veću osetljivost daju veći pikseli, zapravo daju istu ali distribuiranu na većoj površini što opet konačno znači veću osetljivost.

Dakle, rezultat mentalnog eksperimenta je takav da se za velike opservatorijske teleskope traži ne samo tamno već i veoma mirno nebo. Sitnije zvezdice na graničnoj magnitudi se neće prikazati ako atmosfera nije veoma stabilna, neće biti male tačkice već mutne krofnice koje će upravo zbog svoje neoštrine potonuti ispod praga detekcije. Oštrina je ključ velikih opservatorija i niskih magnituda. Pogledajte pozadinski šum na ovom snimku i razmislite dobro da li je to zaista šum ili su malo svetlije mrljice zapravo nerazlučene zvezde...

U cilju razjašnjenja treba ekspoziciju produžiti trideset puta, da bi se zvezdice koje su eventualno ne granici detekcije izvukle na površinu. I čarolija nastupa:

 

Zvezde jesu narasle u prečniku, sve do jedne, ali to je i logično pošto se za vreme višeminutnih eksponiranja zapravo sabira i svakojaka turbulencija, greške montaže, vibracije od vetra ili mikroskopska pomeranja fokusa. Slobodno možemo sve ove greške da smatramo narušavanjem rezolucije, ali to nam je i potrebno. Zapravo tamna nerazlučena zvezdica ima dva problema koja mora da premosti da bi bila detektovana - mora svoj sjaj da distribuira na više od jednog piksela, i mora da njen sjaj bude veći od praga detekcije dotičnog piksela na senzoru. Šum čitanja za 7D je tri elektrona na ISO1600, to je praktično zanemarljivo imajući u vidu da je ukupan kapacitet fotodiode 2040 elektrona, tako da je šum čitanja spram maksimalnog signala manje od jednog ipo promila. Dakle zvezda mora da emituje više od deset fotona u pola minuta po jednom pikselu da bi bila registrovana (šum čitanja tri elektrona, plus jedan za sigurnu detekciju je četiri, pa efikasnost senzora od 40%). Ali ako imamo velike piksele onda je i njihov šum čitanja veći. Recimo 5DIII ima neuporedivo bolji senzor ali i veće piksele, pa je tako šum čitanja 3.6 elektrona na ISO1600. Beznačajno sa praktičnog apsekta, ali veći piksel znači da će zvezda imati nešto teži zadatak da pobudi senzor na većem aparatu i apsurdno, ali neosporno bolja i veća kamera će imati sa istim objektivom na istom ISO-u nešto malo slabiji rezultat na graničnoj magnitudi - ukoliko su pikseli istih dimenzija. Ali nisu: 5DIII ima veći piksel površinski za 2.12 puta i isto toliko puta više fotona se kroz optiku na isti slije, što u praksi uz nešto veći šum čitanja daje između pola i jedne magnitude prednosti za FF senzor. Mali gubitak rezolucije trampiti za mali dobitak u graničnoj magnitudi i sveukupno boljem signalu, to je cela poenta. 

Zaključak je veoma prost: lepo je što su naši senzori danas oštri kao žilet ali nam upravo to otežava separaciju svetlih i tamnih zvezda. Ponovo pogledajte gore snimke sa i bez fog-filtera; snimak sa zamućenjem drastično ističe svetlije zvezde a ističe i njihovu boju.

Osim toga ovde treba dodati da svi Canon aparati oduvek imaju lowpass filter koji smanjuje oštrinu snimka, veoma malo ali primetno. Razlog je moire, fenomen gde senzor sastavljen od Bajerove matrice (RGGB) počinje da se gubi i izmišlja boje i detalje koji u realnosti ne postoje. S druge strane Sony modeli uglavnom nemaju ovaj filter i njihove fotke gledano na 100% rezolucije su primetno oštrije od Canon-ovih. Ovo vrlo jasno ukazuje na ciljne grupe koje su proizvođači odabrali kao težište: pejzaži i studio. Svaki profesionalac će vam reći da je Sony u studiju kad se pojavi neka tkanina sa sitnim tkanjem prosto glavobolja, i obrnuto, ali zato detalji na lišću i travi kad se uvećaju na Sony aparatima naprosto šalju Canon u drugu ligu. Međutim, detalji koje je "pojeo" lowpass se mogu naoštriti pomoću smart sharpen opcije tako da se ne razlikuju od Sony detalja (nije u pitanju pravi pad rezolucije već mikrokontrast na najsitnijim detaljima koji su reda veličine nekoliko piksela), ali moire problemi se u postprocesingu ne mogu rešiti na zadovoljavajući način. Može se desaturirati lažna boja, može se klonirati ili izmisliti nova površina, ali to sve nije rešavanje problema. Dakle, mutnoća je ponovo potrebna; tačnije hardversko zamućivanje i ovde odnosi jasnu pobedu pošto blurom u Photoshopu ne možete rešiti moire.

Ali dosta o fotografiji, prelazimo na čistokrvnu astronomiju. Ima li tu neoštrina neke primene?

Pa... Kako se uzme.

 

Ovo je mesto ukrštanja četiri sazvežđa: Bik, Blizanci, Kočijaš i Orion. Radi se o prilično bogatom delu Mlečnog Puta koj je zimi relativno visoko pa je stoga lak za snimanje. ukupno 29 poluminutnih ekspozicija je poslužilo za snimanje i trideseti snimak je snimljen fog-filterom. Kombinovanje daje lepše zvezdane boje i detalje u Mlečnom Putu:

U suštini se ovde vidi na delu sve ono što je navedeno gore: neoštrina tj difuzija ima lep estetski efekat na sjajnije zvezde. Međutim, već je napomenuto da se ovde nalazi i gomila deepsky objekata na koje neoštrina svakako ne utiče naročito blagotvorno, stoga sledi isečak iz snimka bez fog-filtera:

Snimak je i dalje malo mutnjikav; bilo da su tome doprineli cirusi, bilo da je f2.8, a ja u obradi nisam insistirao na preteranom dizanju kontrasta. Gore se vide dva velika otvorena jata: M35 i NGC2158; dole desno je maglina NGC2174 (Monkey Head) a levo naznake magline IC444 odnosno Sh 2-249. Primetno je da se emisione magline ipak detektuju u nemodifikovanom aparatu a zaslugu snosi neverovatna transparencija te večeri, kao i dobra lokacija. Modifikovani aparati kao i astrokamere nesumnjivo ovde daju superioran rezultat, ali stvar koja najviše ograničava nemodifikovane aparate je LP. Da pojasnim: kad je LP visok onda razlika između H-alfa magline i neba često ne postoji ili je veoma mala, dok modifikovan taj isti aparat beleži 20-50x veći signal u H-alfa frekvenciji, koliko god on mali bio. Ako je razlika u signalu magline i neba samo par fotona kod piksela modifikovanog aparata, kod nemodifikovanog je par fotona podeljeno sa 50 u najgorem slučaju. Eto zašto tamno nebo enormno pomaže nemodifikovanom aparatu, zatamnjujući nebo mi zapravo maglinama omogućavamo da budu detektovane jer bi onako potonule ispod fona neba i to mnogo više nego kod modifikovanog aparata. One zapravo nemaju problem da budu detektovane već su preplavljene svetlosnim zagađenjem. A u tom istom zagađenju magline su u medifikovanom aparatu 50x svetlije, pa imaju mogućnost da budu snimljene i sa lošijih lokacija i/ili bez LP filtera.

Neoštrina mi dakle za magline nije realno ni od kakve pomoći. Međutim, američki astronom Stjuart Šarples (Stewart Sharpless) čije se prezime vrlo prikladno prevodi kao "neoštrina" se baš fokusirao na magline u toku svog radnog veka. U drugom izdanju svog kataloga koji se zove po njemu skupio je 313 prilično neoštrih nebula od kojih su velika većina bili Ha-alfa regioni odnosno emisione magline. Ima tu i ostataka supernova i planetarnih maglina, ali je fokus na jonizovanom vodoniku koji samostalo svetli. Radi se zapravo o dve mogućnosti koje vodonik ima u svemiru: molekularni, sastavljen iz dva atoma (H2) i atomski, odnosno jonizovani koji ima jedan atom kome fali elektron (H+ odnosno HII). Oznaka II označava naelektrisanje od +1, III označava +2 a I je elektroneutralan vodonik (H), odnosno atomski nejonizovani.

Od svih navedenih hemijskih varijanti u tamnom molekularnom oblaku imamo najviše električno neutralnih molekula (H2) a kad se formiraju mlade zvezde i svojim ubitačnim zračenjem počnu da jonizuju okolni gas, imamo jonizovani atomski (HII). Ovaj gas samostalno svetli u vakumu na 656.5nm što je duboka crvena boja i što je u spektroskopiji poznato kao Ha-alfa spektralna linija. Šarples je sakupio interesantne snimke sa Palomara koji su bili osetljivi na crvenu boju i tako su emisione magline naprosto iskočile u prvi plan - ostalo mu je samo da napravi katalog i da pod stavkom 249 upiše ujednačenu maglinu na čijem rubu se vide konture poluloptice i pored nje 248 koja i nije pravi HII emisioni region već ostatak supernove, mnogo poznatiji kao Jellyfish nebula. U centru se nalazi pulsar koji je nekada bio zvezda, a eksplozija se desila pre 30-35 hiljada godina.

 

Levo se nalazi Sh 249 a s druge strane tj desno se nalazi majmunska glava koja takođe ima svoju oznaku u Sh katalogu: 252. Snimak je uzet iz crvenog kanala DSLR-a gde se emisione magline i inače nalaze. Majmunska glava je, paradoksalno, otkrivena pre ere fotografije. Majmuna je otkrio nemački astronom K. C. Bruhns 1852. godine - ali ne kao maglinu nama danas poznatu već kao zbijeno zvezdano jato u centru magline. Zapravo izgleda da je dotično jato prvi zapazio još Hodierna pre skoro 400 godina, ali je tom sicilijanskom svešteniku astronomija bila usputna aktivnost uz još gomilu drugih interesantnih stvari kojima se bavio, a ni marketing onoga što otkrije mu nije bio jača strana. Mi danas znamo da mleko prvo dobije dete koje najjače plače, ne ono koje je najviše gladno. Bilo kako bilo, ovu maglinu je otkrila tek fotografija u astronomiji.

Inače Šarplesov profesionalni život pre istoimenog kataloga je bio takođe interesantnan. Dok je bio postdiplomac na univerzitetu Čikago priključio se starijim kolegama (Johnson i Morgan) koji su imali veselu ideju da standardizuju dotadašnju fotometriju. Do tada je vladala prilična konfuzija u toj oblasti, dosta različitih filtera se upotrebljavalo, postojala je fotografska fotometrija i fotometrija kroz katodne cevi tj pojačivače (multiplayer tube) i obe metode su bile za to vreme relativno tačne i napredne ali ključno je - nestandardizovane. Dva čoveka sa vrlo različitim ali u suštini komplementarnim talentima, Džonson (genije za instrumente i fotometre) i Morgan (genije u spektroskopiji i astronomiji uopšte) su uvek tražili mlađe kolege da bi podelili mukotrpan računski i praktični rad i upravo tu je došao Šarlpes.

Sistem je bio vrlo genijalno koncipiran u tom momentu: omogućavao je da se izmere magnitude u tri osnovna filtera odnosno tri boje i da se te tri vrednosti zabeleže. Njihovim međusobnim oduzimanjem dolazimo do boje neke zvezde - ako je zvezda magnitude 4 u crvenoj boji i 3 u plavoj, sasvim je logično da je zvezda plava kad je pogledamo kroz teleskop. Zapravo bi bilo najtačnije reći da je zvezda VIŠE plava nego crvena i to za tačno jednu magnitudu više. Ovo je ključni koncept koga su se držali, uzeli su još i filtere koji propuštaju tačno određene frekvencije (364 nm, 442 nm i 540 nm) ali koji nisu narrowband, odnosno uskopojasni već propuštaju malo širi deo spektra, tačnije prvi propušta preko 50% svetlosti u opsegu nešto manje od 100nm spektra a druga dva negde oko 100nm. To je bilo potrebno da bi vremena ekspozicije bila relativno kratka uz očuvanu preciznost snimanja; uskopojasni filteri koji su i danas veoma spori tad nisu postojali a ne bi ni imali mnogo smisla na filmskim pločama.

Za pojačavač koji je svetlost fokusirane zvezde slao na fotometrijsku ćeliju tj detektor su uzeli 1P21, zimi je sve bilo lakše ali leti je morao biti hlađen suvim ledom (smrznutim ugljen-dioksidom). Mala digresija: da bi tadašnji svetlomeri radili uopšte, svetlost je morala da se pojača mnogo puta i to je razlog zašto su uvedene ove vakuum cevi. Naravno da su rađene dve odvojene kalibracije za leto i zimu i sve je dovedeno u perfektnu ravnotežu kad su rezultati u pitanju, raspon merenja sa greškom ispod jednog procenta je iznosio 17.5mag, a sa greškom od 20% se opseg širio na 19mag. Prvo se snimala zvezda a zatim oblast tamnog neba neposredno u okolini snimane zvezde, vrlo slično našem današnjem softveru. To je sve montirano na mali 13 inča reflektor McDonald opservatorije u Teksasu i snimljeno je 27 zvezda više puta, leti i zimi, za koje se znalo da nisu promenljive. Zašto reflektor, zato što na velikom opsegu talasnih dužina on uopšte ne menja fokus; refraktor je korigovan za jednu boju (anahromat), dve (ahromat) ili tri (apohromat) ali čak i najbolji apo nije korigovan da pritom ultraljubičasta i/ili infracrvena budu u fokusu. Ogledalo tu malu ali bitnu sitnicu rešava i onda je sledio kritični deo - provera linearnosti. Skalamerija je montirana na reflektor iste opservatorije ali aperture dva metra i opet je sve to nanovo kalibrisano i snimano. Razlika između 28cm i 200cm u aperturi je procenjena na četiri magnitude, nikakva vidljiva razlika nije zabeležena ni u ukupnom sjaju snimanih zvezda, ni u njihovoj razlici po filterima (tj boji); tačnije razlika je svuda bila ista, odnosno oko četiri magnitude. 

Iako veoma potreban i za svoje vreme genijalan, ovaj sistem nije bio bez mana. Jedna od osnovnih je bila činjenica da je dobro zadirao u ultraljubičasti deo spektra, a što je generalno problem zbog atmosfere. Svako snimanje bliže horizontu je davalo ogromnu apsorpciju i posledičnu nepreciznost zbog vodene pare. Ja razumem da su autori sistema želeli da obezbede veću univerzalnost, snimanje u ultraljubičastoj svetlosti nam omogućava da vrlo precizno merimo magnitude i nekih veoma vrelih zvezda što u vizuelnom spektru baš i ne bi bilo moguće tako precizno izvesti; ali stoji podatak da su izabrali veći opseg nego što atmosfera dopušta. Ovo je verovatno i zbog činjenice da su stare fotografske ploče bile prilično osetljive u delu spektra sa kraćim talasnim dužinama; zato je nebo na svim pejzažima starijim od sto godina neprirodno preeksponirano odnosno izgorelo. 

Sledeća specifičnost ovog sistema je dodatak V filtera, tzv vizuelnog. Džonson je insistirao na njemu, pošto on obezbeđuje potreban kontinuitet sa vizuelnim posmatranjima iz prošlosti (a i budućnosti), pogledajte publikovanu V magnitudu zvezde i to je vrlo precizno ono što ćete videti vizuelno kroz teleskop. Ovo je zapravo u praksi žuti filter, zapravo pik je na 540nm što daje u finalu neku žutozelenu nijansu, budući da obuhvata praktično obe ove boje. Još jedna specifičnost je izostanak crvenog filtera, ali je to moguće u praksi izračunati kroz razliku između B i V filtera. Tu se dakle primarno mislilo na snimanje magnitude zvezda i crvena boja je nepotrebna komplikacija ako je već možemo izračunati. Kasnije će se u astronomiji raditi i sa emulzijama koje su osetljive samo na crvenu boju, naravno uz crveni filter, i upravo to će mlađani saradnik Šarples koristiti za svoj katalog novootkrivenih maglina, koje nikad ne bismo mogli da otkrijemo UBV kolekcijom filtera.

Na kraju, zašto je ovo bitno? Zašto su oni uopšte hteli da snimaju magnitude zvezda ali sa akcentom na njihovu boju?

Prava primena UBV sistema u astronomiji nastupa kad se rezultati spoje sa spektrima snimljenih zvezda. Onda imamo neverovatno velike mogućnosti da klasifikujemo zvezde, odredimo njihove prečnike, temperature, da vidimo njihov sastav i stavimo ih na njihovo pravo mesto na Hercšprung-Raselovom dijagramu. Sve danas što znamo o zvezdama i njihovoj strukturi i evoluciji ne bi bilo moguće bez nekog kakvog god, ali ipak standardizovanog fotometrijskog sistema.