K porovnání pozorování ze dvou observatoří nebo přístrojů je důležité provést barevnou kalibraci. Přesněji jde o to, srovnat mezi sebou citlivost přístroje na různé barvy. S podobným případem se můžeme setkat například při kalibraci barev na televizi nebo monitoru a pod.
Princip astronomické kalibrace spočívá v porovnání měřených magnitud v různých filtrech s magnitudami katalogovými. Je jasné, že někdo někdy musel tyto magnitudy změřit nebo jinak definovat.
V současné době existuje několik tzv. barevných fotometrických systémů zvolených tak aby dobře pokrývaly rozsah viditelného (a blízkého ultrafialového nebo infračerveného) spektra. Všeobecně je nejvíce používaný Johnsonův -- Morganův UBV systém vzniklý v polovině minulého století ještě v pro měření na klasických fotonásobičích. Tento systém byl v 70-tých letech minulého století po několika pokusech rozšířen Kronem a Cousincem na blízkou IR oblast filtrem Rc tak aby příliš nedegradoval citlivost CCD kamer. Původní R filtr z Johnsonova -- Moragnova systému totiž moc neodpovídal protože v době jeho navržení ještě zbývalo par let k objevení principu CCD. V současné době je původní systém rozšířen o řadu dalších filtrů.
Písmena v systému jsou volena mnemotechnicky: U - ultraviolet, B - blue, V - visible, Rc - red Korn-Cousins. V filtr má citlivost zhruba odpovídající citlivosti lidského oka, B odpovídá citlivosti fotografické emulze a R pak citlivosti CCD.
Filtry jsou vyráběny kombinací různých barevných skel s vhodnou tloušťkou a barvivem. Během výroby se samozřejmě dodržuje pořád stejný postup, ale přesnost není moc velká a navíc do hry vstupuje i citlivost optické soustavy a kamery. Proto filtry sice víceméně odpovídají standardním barevným filtrům, ale odchylky jsou příliš velké na to, aby jsme je mohli zanedbat. Například barevné chyby dosahují běžně několika desetin magnitudy zatímco naše měření jsou běžně víc jak desetkrát lepší.