TV DX и FM DX — это активный поиск дальних радио- или телевизионных станций, принимаемых в необычных атмосферных условиях. Термин DX — это старый телеграфный термин, означающий «большое расстояние».
Телевизионные и радиосигналы VHF / UHF обычно ограничены максимальной зоной приема «глубокой полосы» приблизительно 40–100 миль (64–161 км ) в районах, где спектр вещания перегружен, и примерно на 50 процентов дальше при отсутствии помех. Однако при наличии благоприятных атмосферных условий теле- и радиосигналы иногда могут приниматься за сотни или даже тысячи миль от предполагаемой зоны покрытия. Эти сигналы часто принимаются с помощью большой наружной антенной системы, подключенной к чувствительному телевизору или FM-приемнику, хотя это может быть не всегда так. Во много раз меньшие антенны и приемники, такие как в транспортных средствах, будут принимать станции дальше, чем обычно, в зависимости от того, насколько благоприятны условия.
В то время как только ограниченное количество местных станций обычно может быть принято с удовлетворительной силой сигнала в любой данной области, настройка на другие каналы может обнаружить более слабые сигналы из соседних областей. Более стабильные сильные сигналы, особенно те, которые усиливаются необычными атмосферными условиями, могут быть достигнуты путем улучшения антенной системы . Развитие интереса к TV-FM DX как хобби может возникнуть после того, как более отдаленные сигналы либо намеренно, либо случайно обнаружены, что приводит к серьезному интересу к улучшению антенны слушателя и приемной установки с целью активного поиска дальнего приема телевидения и радио. Хобби TV-FM DX в некоторой степени похоже на другие хобби, связанные с радио/электроникой, такие как любительское радио , средневолновое DX или коротковолновое радио , и такие организации, как Всемирная ассоциация TV-FM DX, были разработаны для координации и поощрения дальнейшего изучения и наслаждения VHF/UHF телевидением и FM-вещанием DX. [1]
После того, как в 1936 году в Александровском дворце ( Лондон) был введен в эксплуатацию 405-строчный канал BBC B1, вскоре стало очевидно, что телевизионный прием может осуществляться далеко за пределами первоначальной предполагаемой зоны обслуживания.
Например, в ноябре 1938 года инженеры исследовательской станции RCA в Риверхеде, Лонг-Айленд , случайно приняли трансатлантическую передачу F2 на расстояние в 3000 миль (4800 км) лондонской службы BBC Television на частоте 45,0 МГц и 405 строк.
На мерцающих черно-белых кадрах (характерных для распространения F2) можно было увидеть Жасмин Блай , одну из первых дикторов BBC, и короткий кадр с Элизабет Коуэлл , которая также делила обязанности диктора с Жасмин, отрывок из неизвестной исторической костюмированной драмы и логотип станции BBC , транслировавшийся в начале и в конце дневных программ .
Этот прием был записан на 16-миллиметровую кинопленку и в настоящее время считается единственным сохранившимся примером довоенного прямого эфира британского телевидения. [2]
BBC временно прекратила вещание 1 сентября 1939 года, когда началась Вторая мировая война . После того, как телевизионная служба BBC возобновила работу в 1946 году, были получены отчёты о дальнем приёме из разных частей света, включая Италию , Южную Африку , Индию , Ближний Восток , Северную Америку и страны Карибского бассейна .
В мае 1940 года Федеральная комиссия по связи (FCC), правительственное агентство США, официально выделила диапазон 42–50 МГц для радиовещания FM. Вскоре стало очевидно, что удаленные сигналы FM на расстоянии до 1400 миль (2300 км) часто будут мешать работе местных станций в летние месяцы.
Поскольку изначально FM-сигналы 42–50 МГц предназначались только для покрытия относительно ограниченной зоны обслуживания, спорадическое распространение сигнала на большие расстояния воспринималось как помеха, особенно руководством станции.
В феврале 1942 года журнал FM опубликовал первый известный отчет о приеме дальнего FM-вещания . В отчете были предоставлены сведения о 45,1 МГц W51C Chicago, Illinois , принимаемом в Монтеррее , Мексика : «Zenith Radio Corporation, эксплуатирующая W51C, получила письмо от слушателя в Монтеррее, Мексика , в котором говорилось о ежедневном приеме этой станции между 3:00 и 6:00 вечера. Это наибольшее расстояние, 1100 миль, с которого сообщалось о постоянном приеме 50 [кВт] передатчика». [3]
В июне 1945 года FCC решила, что FM придется переместиться из установленного довоенного диапазона 42–50 МГц в новый диапазон 88–108 МГц. Согласно документам FCC 1945 и 1946 годов, тремя основными факторами, которые комиссия учла при решении разместить FM в диапазоне 88–108 МГц, были спорадические помехи E-co-channel, помехи F2-слоя и степень покрытия. [4]
В период с 1950-х по начало 1960-х годов репортажи о дальнем телевещании начали циркулировать в популярных американских периодических изданиях для любителей электроники, таких как DXing Horizons , Popular Electronics , Television Horizons , Radio Horizons и Radio-Electronics . В январе 1960 года интерес к TV DX был дополнительно поддержан регулярной колонкой Роберта Б. Купера DXing Horizons .
В 1957 году мировой рекорд для TV DX был увеличен до 10 800 миль (17 400 км) с приемом британского канала BBC TV в различных частях Австралии . В частности, Джордж Палмер в Мельбурне, Виктория , принимал видимые изображения и аудио новостной программы со станции BBC TV London. Этот прием BBC F2 был записан на кинопленку. [5]
В начале 1960-х годов британский журнал Practical Television впервые опубликовал регулярную колонку TV DX под редакцией Чарльза Рафареля. К 1970 году колонка Рафареля привлекла значительный интерес со стороны TV DXers по всему миру. После смерти Рафареля в 1971 году британский TV DXer Роджер Банни продолжил ежемесячную колонку, которая продолжала публиковаться в Television Magazine . С прекращением работы Television Magazine в июне 2008 года колонка Банни закрылась после 36 лет публикации. В дополнение к ежемесячной колонке TV DX Банни также опубликовал несколько книг TV DX, включая Long Distance Television Reception (TV-DX) for the Enthusiast 1981 ISBN 0-900162-71-6 и A TV DXer's Handbook 1986 ISBN 0-85934-150-X .
Тропосферное распространение относится к способу прохождения радиосигналов через самый нижний слой атмосферы Земли, тропосферу , на высоте до 17 км (11 миль). Погодные условия в нижних слоях атмосферы могут вызывать распространение радиоволн на большие расстояния, чем обычно. Если происходит инверсия температуры , когда верхний слой воздуха теплее нижнего, радиоволны VHF и UHF могут преломляться над поверхностью Земли вместо того, чтобы следовать по прямолинейному пути в космос или в землю. Такое «тропосферное распространение» может переносить сигналы на расстояние 800 км (500 миль) и более, что намного превышает обычный диапазон.
Слой F2 находится на высоте около 200 миль (320 км) над поверхностью Земли и может отражать радиоволны обратно к Земле. Когда слой особенно силен в периоды высокой активности солнечных пятен , прием FM и ТВ может осуществляться на расстоянии более 2000 миль (3000 км) или более, поскольку сигнал эффективно «отражается» от верхнего слоя атмосферы.
Спорадический E, также называемый E-skip, представляет собой явление нерегулярно рассеянных пятен относительно плотной ионизации , которые сезонно развиваются в пределах E-области ионосферы и отражают частоты TV и FM, как правило, до 150 МГц. Когда частоты отражаются от нескольких пятен, это называется multi-hop skip. E-skip позволяет радиоволнам распространяться на тысячи миль или даже больше за пределы предполагаемой области приема. E-skip не связан с тропосферным каналом.
Телевизионные и FM-сигналы, принимаемые через спорадический E, могут быть чрезвычайно сильными и варьироваться по силе в течение короткого периода от едва обнаруживаемого до перегрузки. Хотя может произойти сдвиг поляризации , односкачковые спорадические E-сигналы, как правило, остаются в исходной переданной поляризации. Длинные односкачковые (900–1500 миль или 1400–2400 километров) телевизионные спорадические E-сигналы, как правило, более стабильны и относительно свободны от многолучевых изображений. Сигналы с более коротким скачком (400–800 миль или 640–1290 километров) имеют тенденцию отражаться от более чем одной части спорадического E-слоя, что приводит к появлению множественных изображений и двоения, иногда с инверсией фазы . Ухудшение изображения и ослабление силы сигнала увеличиваются с каждым последующим спорадическим E-скачком.
Спорадический E обычно влияет на нижний диапазон VHF I (телевизионные каналы 2–6) и диапазон II (диапазон FM-вещания 88–108 МГц). Типичные ожидаемые расстояния составляют около 600–1400 миль (970–2250 км). Однако в исключительных обстоятельствах сильно ионизированное облако Es может распространять сигналы VHF диапазона I на расстояние примерно до 350 миль (560 км). Когда происходит прием Es с коротким скачком, т. е. менее 500 миль (800 км) в диапазоне I, существует большая вероятность того, что ионизированное облако Es будет способно отражать сигнал на гораздо более высокой частоте — т. е. канал диапазона VHF 3 — поскольку острый угол отражения (короткий скачок) благоприятствует низким частотам, более пологий угол отражения от того же ионизированного облака будет благоприятствовать более высокой частоте.
В полярных широтах спорадическое E может сопровождать полярные сияния и связанные с ними возмущенные магнитные условия и называется авроральным E.
Пока не сформулировано окончательной теории относительно происхождения спорадического E. Попытки связать частоту спорадического E с одиннадцатилетним циклом солнечных пятен дали предварительные корреляции. Кажется, что существует положительная корреляция между максимумом солнечных пятен и активностью Es в Европе. И наоборот, кажется, что существует отрицательная корреляция между максимальной активностью солнечных пятен и активностью Es в Австралазии .
Открытое в 1947 году трансэкваториальное распространение F (TE) делает возможным прием теле- и радиостанций на расстоянии от 3000 до 5000 миль (4800–8000 км) через экватор на частотах до 432 МГц. Наиболее распространен прием более низких частот в диапазоне 30–70 МГц. Если активность солнечных пятен достаточно высока, также возможны сигналы до 108 МГц. Прием сигналов TEP выше 220 МГц крайне редок. Передающие и принимающие станции должны быть почти равноудалены от геомагнитного экватора .
Первые крупномасштабные связи VHF TEP произошли около 1957–58 годов во время пика солнечного цикла 19. Около 1970 года, пика цикла 20, было установлено много контактов TEP между австралийскими и японскими радиолюбителями. С ростом цикла 21, начиная с 1977 года, любительские контакты были установлены между Грецией / Италией и Южной Африкой (как Южной Африкой, так и Родезией / Зимбабве ), а также между Центральной и Южной Америкой с помощью TEP.
«День» и «вечер» — это два совершенно разных типа трансэкваториального распространения.
Послеобеденный TEP достигает пика в середине дня и ранним вечером и обычно ограничен расстояниями 4000–5000 миль (6400–8000 км). Сигналы, распространяемые этим режимом, ограничены приблизительно 60 МГц. Послеобеденные сигналы TEP, как правило, имеют высокую силу сигнала и страдают от умеренных искажений из-за многолучевых отражений.
Второй тип TEP достигает пика вечером около 19:00-23:00 по местному времени. Сигналы возможны до 220 МГц, и даже очень редко на 432 МГц. Вечерний TEP гасится умеренными или сильными геомагнитными возмущениями. Возникновение вечернего TEP в большей степени зависит от высокой солнечной активности, чем дневного типа.
В конце сентября 2001 года, с 20:00 до 24:00 по местному времени, телевизионные и радиосигналы УКВ из Японии и Кореи до 220 МГц принимались через вечернее трансэкваториальное распространение около Дарвина, Северная Территория . [6]
С 1953 года радиолюбители экспериментировали с лунной связью, отражая сигналы VHF и UHF от Луны . Moonbounce позволяет осуществлять связь на Земле между любыми двумя точками, которые могут наблюдать Луну в одно и то же время. [7]
Поскольку среднее расстояние Луны от Земли составляет 239 000 миль (385 000 км), потери на трассе очень велики. Из этого следует, что типичные общие потери на трассе в 240 дБ предъявляют высокие требования к приемным антеннам с высоким коэффициентом усиления, мощным передачам и чувствительным приемным системам. Даже при соблюдении всех этих факторов результирующий уровень сигнала часто оказывается чуть выше шума.
Из-за низкого отношения сигнал/шум , как и в практике любительского радио, сигналы EME обычно могут быть обнаружены только с помощью узкополосных приемных систем. Это означает, что единственный аспект телевизионного сигнала, который может быть обнаружен, — это модуляция сканирования поля (несущая AM-видения). Сигналы вещания FM также имеют широкополосную модуляцию, поэтому прием EME обычно невозможен. Нет опубликованных записей о контактах любительского радио VHF/UHF EME с использованием FM.
В середине 1970-х годов Джон Юрек, K3PGP, [8] используя самодельную параболическую тарелку размером 24 фута (7,3 м) с фокусным диаметром 0,6 и дипольную точку питания UHF TV, настроенную на канал 68, принял KVST-68 Лос-Анджелес (1200 кВт ERP) и WBTB-68 Ньюарк, Нью-Джерси через Moonbounce. Во время эксперимента в Соединенных Штатах было известно только о двух передатчиках, работающих на канале UHF TV 68, что было основной причиной, по которой этот канал был выбран для экспериментов EME.
В течение трех ночей в декабре 1978 года астроном доктор Вудрафф Т. Салливан III использовал 305-метровый радиотелескоп Аресибо для наблюдения за Луной на различных частотах. Этот эксперимент продемонстрировал, что лунная поверхность способна отражать телевизионные сигналы земного диапазона III (175–230 МГц) обратно на Землю. [9] Хотя это еще не подтверждено, прием FM-вещания EME также может быть возможен с использованием антенны-тарелки Аресибо.
В 2002 году физик доктор Тони Манн продемонстрировал, что одна антенна UHF Yagi с высоким коэффициентом усиления, малошумящий предусилитель мачты, синтезированный приемник связи VHF/UHF и персональный компьютер с программным обеспечением анализатора спектра FFT могут быть использованы для успешного обнаружения крайне слабых несущих телевизионных сигналов UHF с помощью EME. [10]
Полярное сияние чаще всего происходит в периоды высокой солнечной активности, когда высока вероятность крупной солнечной вспышки . Когда происходит такое извержение, заряженные частицы от вспышки могут по спирали устремиться к Земле, прибыв примерно на день позже. Это может вызвать или не вызвать полярное сияние: если межзвездное магнитное поле имеет одинаковую полярность, частицы не будут эффективно связываться с геомагнитным полем . Помимо активных областей солнечной поверхности, связанных с солнечными пятнами, существуют и другие солнечные явления, которые производят частицы, вызывающие полярные сияния, такие как повторно возникающие корональные дыры, распыляющие интенсивный солнечный ветер . Эти заряженные частицы подвергаются воздействию и захватываются геомагнитным полем и различными радиационными поясами, окружающими Землю. Релятивистские электроны, вызывающие полярное сияние, в конечном итоге осаждаются в направлении магнитных полюсов Земли, что приводит к полярному сиянию, которое нарушает коротковолновую связь (SID) из-за ионосферных/магнитных бурь в слоях D, E и F. Различные визуальные эффекты также видны в небе по направлению к северу — метко названные северным сиянием . Тот же эффект происходит в Южном полушарии, но визуальные эффекты направлены на юг. Полярное сияние начинается с началом геомагнитной бури , за которой следует ряд суббурь в течение следующего дня или около того.
Полярное сияние создает отражающую пластину (или метрические столбы), которая имеет тенденцию лежать в вертикальной плоскости. Результатом этого вертикального ионосферного «занавеса» является отражение сигналов в верхнем диапазоне ОВЧ. Отражение очень чувствительно к аспекту. Поскольку отражающая пластина лежит по направлению к полюсам, из этого следует, что отраженные сигналы будут приходить с этого общего направления. Активная область или корональная дыра может сохраняться в течение примерно 27 дней, что приводит к второму полярному сиянию, когда Солнце вращается. Существует тенденция к возникновению полярных сияний около периодов равноденствия в марте/апреле, сентябре/октябре , когда геомагнитное поле находится под прямым углом к Солнцу для эффективного связывания заряженных частиц. Сигналы, распространяемые полярным сиянием, имеют характерный эффект гула, что затрудняет прием видео и аудио. Видеоносители, которые слышны на приемнике связи, больше не могут быть услышаны как чистый тон.
Типичное радиополярное сияние происходит днем, производя сильные и искаженные сигналы в течение нескольких часов. Местная полуночная суббуря обычно производит более слабые сигналы, но с меньшим искажением Доплером от вращающихся электронов.
Частоты до 200 МГц могут быть затронуты распространением полярных сияний.
Рассеивание метеоров происходит, когда сигнал отражается от ионизированного следа метеора.
Когда метеор попадает в атмосферу Земли, на высоте слоя E образуется цилиндрическая область свободных электронов . Этот тонкий ионизированный столб относительно длинный и при первом формировании достаточно плотный, чтобы отражать и рассеивать телевизионные и радиосигналы, обычно наблюдаемые от 25 МГц и выше через УВЧ-телевидение, обратно на Землю. Следовательно, падающий телевизионный или радиосигнал способен отражаться на расстояния, приближающиеся к расстоянию обычного спорадического распространения E, обычно около 1500 км (1000 миль). Сигнал, отраженный такой метеорной ионизацией, может иметь продолжительность от долей секунды до нескольких минут для интенсивно ионизированных следов. События классифицируются как сверхплотные и недостаточно плотные, в зависимости от плотности линий электронов (связанной с используемой частотой) плазмы следа. Сигнал от сверхплотного следа имеет более длительное затухание сигнала, связанное с затуханием, и физически является отражением от ионизированной поверхности цилиндра, в то время как недостаточно плотный след дает сигнал короткой длительности, который быстро нарастает и экспоненциально затухает и рассеивается от отдельных электронов внутри следа.
Частоты в диапазоне от 50 до 80 МГц оказались оптимальными для распространения метеорного рассеяния. Диапазон вещания FM 88–108 МГц также отлично подходит для экспериментов по метеорному рассеянию. Во время крупных метеорных потоков с чрезвычайно интенсивными следами может происходить прием сигнала в диапазоне III 175–220 МГц.
Ионизированные следы обычно отражают более низкие частоты в течение более длительных периодов (и производят более сильные сигналы) по сравнению с более высокими частотами. Например, 8-секундный всплеск на 45,25 МГц может вызвать только 4-секундный всплеск на 90,5 МГц.
Эффект типичного визуально наблюдаемого одиночного метеора (размером 0,5 мм) проявляется как внезапный «всплеск» сигнала короткой продолжительности в точке, которую обычно не достигает передатчик. Совместный эффект нескольких метеоров, падающих на атмосферу Земли, хотя, возможно, слишком слабый, чтобы обеспечить долговременную ионизацию, как полагают, способствует существованию ночного слоя E.
Оптимальным временем для приема радиочастотных отражений от спорадических метеоров является ранний утренний период, когда скорость Земли относительно скорости частиц максимальна, что также увеличивает количество метеоров, появляющихся на утренней стороне Земли, однако некоторые спорадические метеорные отражения можно принимать в любое время дня, по крайней мере, ранним вечером.
Ниже подробно описаны ежегодные крупные метеорные потоки:
Для наблюдения радиосигналов, связанных с метеорным потоком, радиант потока должен находиться выше горизонта (среднего пути распространения). В противном случае ни один метеор потока не сможет попасть в атмосферу по пути распространения, и не будут наблюдаться отражения от метеорных следов потока.
Хотя по строгому определению наземный TV DX, спутниковый UHF TVRO- прием связан в некоторых аспектах. Например, прием спутниковых сигналов требует чувствительных приемных систем и больших наружных антенных систем. Однако, в отличие от наземного TV DX, спутниковый UHF TV-прием гораздо легче предсказать. Геосинхронный спутник на высоте 22 375 миль (36 009 км) является источником приема прямой видимости. Если спутник находится над горизонтом, его, как правило, можно принять, если он находится под горизонтом, прием невозможен.
Цифровое радио и цифровое телевидение также могут быть приняты; однако, есть гораздо больше трудностей с приемом слабых сигналов из-за эффекта обрыва , особенно с обязательным в США стандартом телевидения ATSC . Однако, когда сигнал достаточно сильный для декодирования, идентификация намного проще, чем с аналоговым телевидением, поскольку изображение гарантированно будет без шумов, если оно присутствует. Для DVB-T иерархическая модуляция может позволить принимать сигнал с более низкой четкостью, даже если детали полного сигнала не могут быть декодированы. Однако в действительности гораздо сложнее получить прием DVB-T E-skip, поскольку самый низкий канал, на котором работают передачи DVB-T, - это канал E5, который составляет 178 МГц. Уникальной проблемой, наблюдавшейся на аналоговом телевидении в конце перехода на DTV в Соединенных Штатах, было то, что очень далекие аналоговые станции были видны в часы после постоянного отключения местных аналоговых передатчиков в июне 2009 года. Это было особенно заметно, потому что июнь - один из самых сильных месяцев для приема DX на VHF, а большинство цифровых станций были назначены на UHF.
За последние несколько лет FM DXing с использованием компьютеров стал более популярным, чем когда-либо, люди начали использовать различное программное обеспечение для DXing на основе своих устройств, так как оно обеспечивает больший комфорт, а приемники также могут быть настроены удаленно. Это позволяет DXers размещать свои антенны в удаленных местах без необходимости находиться в указанном месте во время DXing.
Наиболее популярные программы среди DX-еров:
{{cite web}}: CS1 maint: unfit URL (link)