Войти
TV DX и FM DX - это активный поиск удаленного радио или телевизионные станции принимали в необычных атмосферных условиях. Термин DX - это старый телеграфный термин, означающий «междугородные».
VHF / UHF теле- и радиосигналы обычно ограничиваются максимальной зоной приема "глубоких полос" приблизительно 40–100 миль (64–161 км ) в зонах перегруженности радиовещательного спектра 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 за пределами предполагаемой зоны покрытия. Эти сигналы часто принимаются с помощью большой наружной системы антенны, подключенной к чувствительному телевизору или FM-приемнику, хотя это может быть не всегда. Во много раз меньшие по размеру антенны и приемники, например, 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 может нормально приниматься с удовлетворительным уровнем сигнала в любой данной области, настройка на другие каналы может выявить более слабые сигналы из соседних областей. Более стабильно сильные сигналы, особенно усиленные необычными атмосферными условиями, могут быть достигнуты путем улучшения антенной системы. Интерес к TV-FM DX как к хобби может возникнуть после того, как намеренно или случайно обнаружены более далекие сигналы, что приведет к серьезному интересу к улучшению антенны слушателя и приемной установки с целью активного поиска дальний теле- и радиоприем. Хобби TV-FM DX несколько похоже на другие хобби, связанные с радио / электроникой, такие как любительское радио, Medium Wave DX или коротковолновое радио, и такие организации, как Всемирная ассоциация TV-FM DX, были созданы для координации и содействия дальнейшему изучению и использованию VHF / UHF телевидения и FM-вещания DX.
После Alexandra Palace, Лондон 405-line BBC канал B1 ТВ-сервис был представлен в 1936 году, вскоре стало очевидно, что телевидение можно принимать далеко за пределами первоначально намеченной зоны обслуживания.
Например, в феврале 1938 года инженеры с исследовательской станции RCA, Риверхед, Лонг-Айленд, случайно получили 3,000 миль (4800 км) трансатлантический F2 прием лондонской телевизионной службы B1 с полосой 45,0 МГц, 405 строк.
Мерцающие черно-белые кадры (характерные для распространения F2) включали Жасмин Блай, одного из первых дикторов BBC, и короткий кадр Элизабет Коуэлл, которая также разделяла обязанности по объявлению с Жасмин, отрывок из костюмированной драмы неизвестного периода и опознавательный знак BBC логотип, передаваемый в начале и конце дневных программ.
Этот прием был записано на 16-миллиметровом фильме фильме, и сейчас считается единственным сохранившимся примером довоенного прямого британского телевидения.
BBC временно прекратил передачу 1 сентября 1939 г., когда началась Вторая мировая война. После возобновления работы телеканала BBC B1 в 1946 году, отчеты о приеме на удаленные станции стали поступать из различных частей мира, включая Италию, Южную Африку, Индию, Ближний Восток, Северная Америка и Карибский бассейн.
В мае 1940 года Федеральная комиссия по связи (FCC), правительственное агентство США, официально выделил диапазон 42–50 МГц для FM-радиовещания. Вскоре стало очевидно, что далекие FM-сигналы на расстоянии до 1400 миль (2300 км) часто мешают работе местных станций в летние месяцы.
Поскольку FM-сигналы 42–50 МГц изначально предназначались только для покрытия относительно ограниченной зоны обслуживания, спорадическое распространение сигнала на большие расстояния считалось помехой, особенно для руководства станции.
В феврале 1942 г. журнал FM сообщил о первом опубликованном отчете о приеме радиовещательной станции дальнего радиуса действия. В отчете содержится подробная информация о 45,1 МГц W51C Чикаго, Иллинойс, полученная в Монтеррей, Мексика : «Zenith Radio Corporation, эксплуатирующая W51C, получила письмо от слушатель в Монтеррее, Мексика, сообщает о ежедневном приеме этой станции с 15:00 до 18:00. Это наибольшее расстояние, 1100 миль, от которого устойчивый прием передатчика мощностью 50 [кВт] сообщалось. "
В июне 1945 года FCC решила, что FM должна будет перейти с установленного довоенного диапазона 42–50 МГц на новый диапазон 88–108 МГц. Согласно документам FCC 1945 и 1946 годов, тремя основными факторами, которые комиссия рассмотрела в своем решении разместить FM в диапазоне 88–108 МГц, были спорадические помехи в совмещенном канале E, помехи на уровне F2 и степень покрытия.
В период с 1950-х по начало 1960-х годов репортажи о междугородных телеканалах начали распространяться через популярные американские любители электроники периодические издания, такие как DXing Horizons, Popular Electronics, Television Horizons, Radio Horizons и Радиоэлектроника. В январе 1960 года интерес к TV DX получил дальнейшее развитие в регулярной колонке 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 1 в различных частях Австралии. В частности, Джордж Палмер из Мельбурна, штат Виктория, получил видимые для просмотра изображения и аудиозаписи новостной программы со станции B1 лондонского канала BBC. Этот прием BBC F2 был записан на кинопленку.
В начале 1960-х годов U.K. журнал Practical Television впервые опубликовал регулярную колонку TV DX под редакцией Чарльза Рафарелла. К 1970 году колонка Рафарела вызвала значительный интерес со стороны телевизионных DX-специалистов по всему миру. После смерти Рафарела в 1971 году британский телеканал DXer Роджер Банни продолжил ежемесячную колонку, которую продолжал публиковать журнал Television Magazine. После закрытия журнала Television Magazine в июне 2008 года колонка Банни закончилась после 36 лет публикации. В дополнение к ежемесячной колонке TV DX, Банни также опубликовал несколько книг о TV DX, в том числе о приеме междугороднего телевидения (TV-DX) для энтузиастов 1981 ISBN 0-900162-71-6 и A TV DXer's Handbook 1986 ISBN 0-85934-150-X.
Тропосферное распространение относится к способу распространения радиосигналов самый нижний слой атмосферы Земли, тропосфера, на высотах примерно до 17 км (11 миль). Погодные условия в нижних слоях атмосферы могут привести к распространению радиоволн в большем диапазоне, чем обычно. Если происходит температурная инверсия, когда верхний воздух теплее нижнего воздуха, радиоволны УКВ и УВЧ могут преломляться над поверхностью Земли вместо того, чтобы следовать по прямолинейному пути в космос или в землю. Такие «тропосферные каналы» могут передавать сигналы на расстояние 800 км (500 миль) или более, что намного превышает обычное расстояние.
Слой F2 находится на высоте около 200 миль (320 км) над поверхностью Земли и может отражать радиоволны обратно к Земле. Когда слой является особенно сильным в периоды высокой солнечной активности, прием FM- и ТВ-сигналов может происходить на расстоянии более 2000 миль (3000 км) или более, поскольку сигнал эффективно «отражается» от верхнего слоя атмосферы.
Спорадическое E-пропускание, также называемое E-пропуском, представляет собой явление нерегулярно рассеянных пятен относительно плотной ионизации, которые развиваются сезонно в пределах области E ионосферы и отражают частоты ТВ и ЧМ, как правило, до примерно 150 МГц. Когда частоты отражаются от нескольких патчей, это называется пропуском нескольких скачков. E-skip позволяет радиоволнам распространяться на тысячу миль или даже больше за пределы предполагаемой зоны приема. E-skip не связан с тропосферными воздуховодами.
Телевизионные и FM-сигналы, принимаемые через Sporadic E, могут быть очень сильными и за короткий период времени могут варьироваться от легко обнаруживаемых до перегрузок. Хотя может произойти сдвиг поляризации, односкачковые спорадические E-сигналы имеют тенденцию оставаться в исходной переданной поляризации. Длинные одиночные скачки (900–1 500 миль или 1400–2400 километров) Спорадические телевизионные сигналы E имеют тенденцию быть более стабильными и относительно свободными от многолучевых изображений. Сигналы с более короткими пропусками (400–800 миль или 640–1290 км) имеют тенденцию отражаться более чем от одной части слоя Sporadic E, что приводит к множественным изображениям и двоению с временами обращением фазы. Ухудшение изображения и ослабление уровня сигнала возрастают с каждым последующим спорадическим E-скачком.
Спорадический E обычно влияет на нижний VHF диапазон I (телеканалы 2–6) и диапазон II (диапазон FM-вещания 88–108 МГц). Типичные ожидаемые расстояния составляют от 970 до 2250 км (от 600 до 1400 миль). Однако в исключительных случаях высокоионизированное облако Es может распространять ОВЧ-сигналы диапазона I на расстояние примерно до 350 миль (560 км). Когда происходит прием Es с коротким пропуском, т. Е. На расстоянии 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. В диапазоне УКВ 3. канал - поскольку острый угол отражения (короткий пропуск) способствует низким частотам, меньший угол отражения от того же ионизированного облака будет способствовать более высокой частоте.
В полярных широтах спорадический E может сопровождать полярные сияния и связанные с ними возмущенные магнитные условия и называется Auroral-E.
Пока не сформулировано убедительной теории относительно происхождения спорадического E. Попытки связать частоту спорадического E с одиннадцатилетним циклом солнечных пятен дали предварительные корреляции. Похоже, 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 для приема теле- и радиостанций на расстоянии 3 000–5 000 миль (4 800–8 000 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. Передающая и приемная станции должны быть почти равноудалены от геомагнитного экватора.
Первая крупномасштабная УКВ TEP-связь произошла примерно в 1957–58 гг. Во время пика 19-го солнечного цикла. Примерно в 1970 г. пик был В 20-м цикле было установлено много контактов TEP между австралийскими и японскими радиолюбителями. С появлением 21-го цикла, начавшегося примерно в 1977 году, любительские контакты были установлены между Грецией / Италией и Южной Африкой (и Южной Африкой, и Родезией / Зимбабве. ), а между Центральной и Южной Америкой - TEP.
«Полдень» и «вечер» - это два совершенно разных типа транскваториального распространения.
TEP во второй половине дня достигает пика в полдень и ранним вечером и обычно ограничивается расстояниями в 4 000–5 000 миль (6 400–8 000 км). Сигналы, распространяемые в этом режиме, ограничены примерно 60 МГц. Дневные сигналы TEP обычно имеют высокий уровень сигнала и умеренные искажения из-за многолучевых отражений.
Второй тип ТЭП достигает пика вечером примерно с 19:00 до 23:00 по местному времени. Сигналы возможны до 220 МГц, и даже очень редко до 432 МГц. Вечерние ТЭП гасятся умеренными и сильными геомагнитными возмущениями. Возникновение вечернего ТЕР в большей степени зависит от высокой солнечной активности, чем дневного типа.
В конце сентября 2001 г., с 2000 до 24:00 по местному времени, УКВ-теле- и радиосигналы из Японии и Кореи на частотах до 220 МГц принимались вечерним трансэкваториальным распространением вблизи Дарвин, Северная территория.
Сферическая отражательная антенна Радиотелескопа Аресибо использовалась для обнаружения сигналов наземного телевидения, отраженных от Луны. С 1953 года радиолюбители экспериментируют с лунной связью, отражая сигналы VHF и UHF от Луны. Moonbounce обеспечивает связь на Земле между любыми двумя точками, которые могут наблюдать Луну в одно и то же время.
Начиная с среднее расстояние до Луны от Земли составляет 239 000 миль ( 385000 км), потери на трассе очень велики. Отсюда следует, что типичные общие потери в тракте 240 дБ предъявляют большие требования к приемным антеннам с высоким коэффициентом усиления, передачам большой мощности и чувствительным приемным системам. Даже когда все эти факторы соблюдаются, результирующий уровень сигнала часто чуть выше шума.
Из-за низкого отношения сигнал / шум, как и в практике любительского радио, сигналы EME обычно могут быть обнаружены только с использованием узкополосных приемных систем. Это означает, что единственный аспект телевизионного сигнала, который может быть обнаружен, - это модуляция сканирования поля (несущая изображения AM). Сигналы FM-вещания также имеют широкую частотную модуляцию, поэтому прием EME обычно невозможен. Нет опубликованных записей радиосвязи радиолюбителей VHF / UHF EME с использованием FM.
В середине 1970-х Джон Юрек, K3PGP, использовал самодельный 24-футовый (7,3 м), 0,6- параболическая тарелка с фокусным диаметром и точка питания диполя УВЧ-телевизора, настроенная на канал 68, принимала KVST-68 Los Angeles (1200 кВт ERP) и WBTB-68 Newark, New Джерси через луну. На момент проведения эксперимента в США на 68 телеканале УВЧ работали только два известных передатчика, что и было основной причиной, по которой этот канал был выбран для экспериментов с ЕМЕ.
В течение трех ночей декабря 1978 г. астроном д-р. Вудрафф Т. Салливан III использовал 305-метровый радиотелескоп Аресибо для наблюдения Луны на разных частотах. Этот эксперимент продемонстрировал, что поверхность Луны способна отражать телевизионные сигналы наземного диапазона III (175–230 МГц) обратно на Землю. Хотя это еще не подтверждено, прием FM-вещания EME также может быть возможен с помощью тарелочной антенны Arecibo.
В 2002 году физик Др. продемонстрировали, что одна UHF yagi антенна с высоким коэффициентом усиления, малошумящий топовый предусилитель, синтезированный VHF / UHF приемник связи и персональный компьютер с программным обеспечением FFT анализатора спектра могут
полярное сияние наиболее вероятно в периоды высокой солнечной активности, когда высокая вероятность большой солнечной вспышки. Когда происходит такое извержение, заряженные частицы от вспышки могут двигаться по спирали к Земле, прибывая 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 связанных с солнечными пятнами областей активной поверхности Солнца, других солнечных явлений, которые производят частицы, вызывающие полярные сияния, такие как повторяющиеся корональные дыры, испускающие интенсивный солнечный ветер. Эти заряженные частицы подвергаются воздействию и захватываются геомагнитным полем и различными радиационными поясами, окружающими Землю. Релятивистские электроны, вызывающие сияние, в конечном итоге осаждаются к магнитным полюсам Земли, в результате чего возникает полярное сияние, которое нарушает коротковолновую связь (SID) из-за ионосферных / магнитных бурь в слоях D, E и F. Различные визуальные эффекты также видны в небе к северу - метко названное Северным сиянием. Тот же эффект наблюдается в Южном полушарии, но визуальные эффекты направлены на юг. Авроральное явление начинается с начала геомагнитной бури, за которой следует ряд суббурь в течение следующего дня или около того.
Северное сияние создает светоотражающий лист (или столбцы метрического размера), который имеет тенденцию лежать в вертикальной плоскости. Результатом этой вертикальной ионосферной «завесы» является отражение сигналов в верхнем диапазоне ОВЧ. Отражение очень чувствительно к аспекту. Поскольку отражающая пленка направлена к полюсам, отсюда следует, что отраженные сигналы будут приходить с этого общего направления. Активная область или корональная дыра могут сохраняться около 27 дней, что приводит к второму полярному сиянию, когда Солнце вращается. Существует тенденция к возникновению полярных сияний в периоды мартов / апреля, сентября / октября равноденствий, когда геомагнитное поле находится под прямым углом к Солнцу для эффективного взаимодействия заряженных частиц. Сигналы, распространяемые полярным сиянием, имеют характерный гул, затрудняющий прием видео и звука. Несущие видео, которые слышны на приемнике связи, больше не могут быть услышаны как чистый тон.
Типичное радиополярное сияние происходит днем, когда в течение нескольких часов возникают сильные и искаженные сигналы. Местный полуночный суб-шторм обычно дает более слабые сигналы, но с меньшими искажениями доплеровскими вращающимися электронами.
На частоты до 200 МГц может влиять авроральное распространение.
Рассеяние метеора происходит, когда сигнал отражается от ионизированного следа метеора.
Когда метеор ударяется о атмосферу Земли, на высоте E-слоя образуется цилиндрическая область свободных электронов. Этот тонкий ионизированный столб является относительно длинным, и когда он впервые сформирован, он достаточно плотный, чтобы отражать и рассеивать телевизионные и радиосигналы, обычно наблюдаемые с 25 МГц вверх через УВЧ-телевидение, обратно на землю. Следовательно, падающий телевизионный или радиосигнал может отражаться на расстояниях, приближающихся к расстояниям при обычном спорадическом E-распространении, обычно около 1500 км. Сигнал, отраженный такой ионизацией метеора, может варьироваться по продолжительности от долей секунды до нескольких минут для интенсивно ионизированных следов. События классифицируются как сверхплотные и разреженные, в зависимости от линейной плотности электронов (связанной с используемой частотой) следовой плазмы. Сигнал от сверхплотного следа имеет более длительное затухание, связанное с затуханием, и физически является отражением от поверхности ионизированного цилиндра, в то время как неплотный след дает сигнал короткой продолжительности, который быстро нарастает и экспоненциально затухает и рассеивается отдельными электронами внутри следа..
Было установлено, что частоты в диапазоне от 50 до 80 МГц являются оптимальными для распространения рассеянного метеора. Радиовещательный FM-диапазон 88–108 МГц также хорошо подходит для экспериментов по рассеянию метеоров. Во время сильных метеорных дождей с чрезвычайно интенсивными шлейфами возможен 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 пакет на частоте 45,25 МГц может вызвать только 4-секундный пакет на частоте 90,5 МГц.
Эффект типичного визуально видимого одиночного метеора (размером 0,5 мм) проявляется как внезапная «вспышка» короткого сигнала в точке, обычно не достигаемой передатчиком. Считается, что комбинированный эффект нескольких метеоров, падающих на атмосферу Земли, хотя, возможно, слишком слаб для обеспечения долговременной ионизации, способствует существованию ночного слоя E.
Оптимальное время для приема РЧ-отражений от спорадических метеоров - это ранний утренний период, когда скорость Земли по отношению к скорости частиц является наибольшей, что также увеличивает количество встречающихся метеоров. на утренней стороне Земли, но отдельные отражения от метеоров можно получить в любое время дня, по крайней мере, ранним вечером.
Ежегодные крупные метеорные потоки подробно описаны ниже:
Для наблюдения радиосигналов, связанных с метеорным потоком, радиант потока должен быть выше горизонта (середины пути распространения). В противном случае ни один метеор из ливня не может ударить по атмосфере на своем пути распространения, и не будет наблюдаться никаких отражений от метеорных следов ливня.
Хотя это не строгое определение наземного TV DX, спутниковый UHF TVRO прием связан в определенных аспектах. Например, для приема спутниковых сигналов требуются чувствительные приемные системы и большие системы наружных антенн. Однако, в отличие от наземного ТВ DX, прием спутникового УВЧ-ТВ намного легче предсказать. геосинхронный спутник на высоте 22 375 миль (36 009 км) является источником приема на линии прямой видимости. Если спутник находится над горизонтом, его обычно можно принять, если он ниже горизонта, прием невозможен.
Цифровое радио и цифровое телевидение ; однако прием слабых сигналов гораздо сложнее из-за эффекта обрыва, особенно в соответствии со стандартом телевидения ATSC, установленным в США. Однако, когда сигнал достаточно сильный, декодированная идентификация намного проще, чем с аналоговым ТВ, поскольку изображение гарантированно не содержит шумов. Для DVB-T, иерархическая модуляция может позволить принимать сигнал более низкого разрешения, даже если детали полного сигнала не могут быть декодированы. В действительности, однако, на самом деле получить прием DVB-T E-skip намного сложнее, поскольку самый низкий канал, на котором работают передачи DVB-T, - это канал E5, который составляет 178 МГц. Уникальная проблема, наблюдаемая на аналоговом телевидении в конце перехода на DTV в США, заключалась в том, что очень удаленные аналоговые станции были доступны для просмотра в течение нескольких часов после постоянного отключения местных аналоговых передатчиков в Июнь 2009 г. Это было особенно заметно, потому что июнь - один из самых сильных месяцев для приема DX на VHF, и большинство цифровых станций были назначены на UHF.
