テレビとFM DX

TV DXおよびFM DX は、異常な気象条件下で受信される遠方のラジオ局またはテレビ局をアクティブに検索します。DXという用語は、「長距離」を意味する 古い電信用語です。

VHF / UHFテレビおよびラジオ信号は、通常、放送スペクトルが混雑している地域では最大約 40 ～ 100マイル(64 ～ 161  km ) の「遠距離」受信サービスエリアに制限され、干渉がない場合は約 50 パーセント遠くまで届きます。ただし、好ましい大気条件が存在する場合、テレビおよびラジオ信号は、意図された受信エリアから数百マイルまたは数千マイル離れた場所でも受信できる場合があります。これらの信号は、感度の高いテレビまたは FM 受信機に接続された大型の屋外アンテナシステムを使用して受信されることがよくありますが、常にそうであるとは限りません。多くの場合、車両に搭載されているような小型のアンテナや受信機は、条件がどの程度好ましいかに応じて、通常よりも遠くの局を受信します。

通常、どの地域でも満足のいく信号強度で受信できるローカル局は限られていますが、他のチャンネルに合わせると、隣接地域からの信号が弱くなることがあります。アンテナ システムを改善することで、特に異常な気象条件によって強調される信号など、より一貫して強い信号を得ることができます。TV -FM DX を趣味として楽しむことへの関心が高まるのは、意図的または偶然により遠方の信号が発見された後であり、遠距離からのテレビやラジオの受信を積極的に追求するために、リスナーのアンテナや受信設備を改善することに真剣に興味を持つようになります。TV-FM DX の趣味は、アマチュア無線、中波 DX、短波ラジオなどの他のラジオ/電子関連の趣味と多少似ており、世界 TV-FM DX 協会などの組織が、VHF/UHF テレビや FM 放送 DX のさらなる研究と楽しみを調整し促進するために設立されました。^[1]

1936 年にロンドンのアレクサンドラ パレスで405 回線のBBCチャンネル B1テレビ サービスが導入された後、当初予定されていたサービス エリアのかなり外でもテレビを受信できることがすぐに明らかになりました。

たとえば、1938 年 11 月、ロングアイランドのリバーヘッドにあるRCA研究局の技術者が、ロンドンの 45.0 MHz 、405 回線の BBC テレビ サービスの3,000 マイル (4,800 km)にわたる大西洋横断F2放送を偶然受信しました。

ちらつく白黒映像（F2伝播の特徴）には、BBCの元アナウンサーの一人であるジャスミン・ブライと、ジャスミンとアナウンスを兼任していたエリザベス・カウエルの短いショット、未知の時代劇の抜粋、そしてその日の番組の最初と最後に送信されたBBCの局識別ロゴが含まれていた。

この放送は16ミリ映画フィルムに記録されており、現在では戦前のイギリスの生放送テレビの唯一の現存例であると考えられている。^[2]

1939年9月1日、第二次世界大戦が始まると、BBCは一時的に放送を停止した。1946年にBBCテレビサービスが再開されると、イタリア、南アフリカ、インド、中東、北米、カリブ海諸国など、世界各地から遠方からの受信報告が寄せられた。

1940 年 5 月、米国政府機関の連邦通信委員会(FCC) は、42 ～ 50 MHz の帯域を FM ラジオ放送に正式に割り当てました。夏季には、最大 1,400 マイル (2,300 km) 離れた場所からの FM 信号が地元の放送局に干渉することが多いことがすぐに明らかになりました。

42～50 MHz の FM 信号は、もともと比較的限られたサービスエリアのみをカバーすることを目的としていたため、散発的な長距離信号伝播は、特に放送局の管理者にとっては迷惑なものと見なされていました。

1942年2月、 FMマガジンが初めて公表した長距離FM放送局の受信レポートを報じた。このレポートには、イリノイ州シカゴの45.1MHz W51Cがメキシコのモンテレーで受信されたという詳細が記載されていた。「W51Cを運営するゼニス・ラジオ社は、メキシコのモンテレーのリスナーから、この局が毎日午後3時から午後6時の間に受信されているという手紙を受け取った。これは、50 [kW]送信機の一貫した受信が報告されている最長距離、1,100マイルである。」^[3]

1945年6月、FCCはFMを戦前に確立されていた42～50MHz帯から88～108MHzの新しい帯に移行することを決定した。1945年と1946年のFCC文書によると、委員会がFMを88～108MHz帯に配置する決定を下す際に考慮した3つの主な要因は、散発的なE同一チャネル干渉、F2層干渉、およびカバレッジの範囲であった。^[4]

1950年代から1960年代初頭にかけて、DXing Horizo​​ns、Popular Electronics、Television Horizo​​ns、Radio Horizo​​ns、Radio-Electronicsなど、米国の電子愛好家に人気の定期刊行物を通じて、長距離テレビのレポートが流通し始めました。1960年1月、ロバート・B・クーパーの定期的なDXing Horizo​​nsコラムを通じて、テレビのDXへの関心がさらに高まりました。

1957年、イギリスの放送局BBCテレビがオーストラリア各地で受信され、テレビDXの世界記録は10,800マイル（17,400 km）にまで伸びた。最も有名なのは、ビクトリア州メルボルンのジョージ・パーマーがBBCテレビロンドン局のニュース番組の視聴可能な画像と音声を受信したことだ。このBBC F2の受信は映画フィルムに記録された。^[5]

1960年代初頭、英国の雑誌『Practical Television』に、チャールズ・ラファレル編集の定期的なTV DXコラムが初めて掲載されました。1970年までに、ラファレルのコラムは世界中のTV DX愛好家からかなりの注目を集めるようになりました。1971年にラファレルが死去した後、英国のTV DX愛好家であるロジャー・バニーが月刊コラムを引き継ぎ、Television Magazineで引き続き発行されました。 2008年6月にTelevision Magazineが廃刊になったことで、バニーのコラムは36年間の発行に終止符を打ちました。月刊TV DXコラムのほかに、バニーはLong Distance Television Reception (TV-DX) for the Enthusiast 1981 ISBN  0-900162-71-6やA TV DXer's Handbook 1986 ISBN 0-85934-150-Xなど、いくつかのTV DX書籍も出版しています。  

対流圏伝播とは、無線信号が地球の大気の最下層である対流圏を高度約 17 km (11 マイル) まで伝わる方法を指します。下層大気の気象条件により、通常よりも長い範囲で無線が伝わることがあります。温度逆転が発生し、上空の空気が下空の空気よりも暖かい場合、VHF および UHF の無線波は、宇宙または地面への直線経路をたどるのではなく、地球の表面で屈折することがあります。このような「対流圏ダクト」は、通常の範囲をはるかに超えて、800 km (500 マイル) 以上信号を伝送できます。

F2 層は、地球の表面から約 200 マイル (320 km) 上空にあり、電波を地球に反射します。太陽黒点活動が活発な時期にこの層が特に強くなると、信号が高層大気層で効果的に「跳ね返る」ため、FM や TV の受信は 2000 マイル (3000 km) 以上離れた場所でも可能になります。

散発性 E は E スキップとも呼ばれ、電離層のE 領域内で季節的に発生し、一般的に約 150 MHz までの TV および FM 周波数を反射する、比較的密度の高い電離の不規則に散在するパッチの現象です。周波数が複数のパッチで反射される場合、マルチホップ スキップと呼ばれます。E スキップにより、電波は受信予定エリアから 1,000 マイル以上も離れた場所まで伝わります。E スキップは対流圏ダクトとは無関係です。

スポラディック E 経由で受信されるテレビ信号や FM 信号は非常に強力で、短期間のうちに強度がかろうじて検出できる程度から過負荷状態まで変化します。偏波シフトは発生する可能性がありますが、シングルホップのスポラディック E 信号は、送信された元の偏波を維持する傾向があります。長いシングルホップ (900～1,500 マイルまたは 1,400～2,400 キロメートル) のスポラディック E テレビ信号は、より安定しており、マルチパス イメージが比較的発生しません。より短いスキップ (400～800 マイルまたは 640～1,290 キロメートル) の信号は、スポラディック E 層の複数の部分から反射される傾向があり、その結果、複数のイメージやゴーストが発生し、時には位相反転が発生します。画像の劣化と信号強度の減衰は、後続のスポラディック E ホップごとに増加します。

散発性 E は通常、低周波数のVHFバンド I (TV チャンネル 2 - 6) およびバンド II (88 - 108 MHz FM 放送バンド) に影響を及ぼします。予想される通常の距離は約 600 ～ 1,400 マイル (970 ～ 2,250 km) です。ただし、例外的な状況では、高度にイオン化された Es 雲がバンド I VHF 信号を約 350 マイル (560 km) まで伝播することがあります。ショート スキップ Es 受信が発生する場合、つまりバンド I で 500 マイル (800 km) 未満の場合、イオン化された Es 雲がはるかに高い周波数 (つまり VHF バンド 3 チャネル) で信号を反射する可能性が高くなります。鋭い反射角度 (ショート スキップ) は低周波数に有利であり、同じイオン化された雲からのより浅い反射角度はより高い周波数に有利であるためです。

極緯度では、スポラディック E はオーロラやそれに伴う磁気状態の乱れを伴うことがあり、オーロラ E と呼ばれます。

スポラディック E の起源については、まだ決定的な理論は定まっていない。スポラディック E の発生と 11 年周期の太陽黒点とを関連づける試みにより、暫定的な相関関係が示された。ヨーロッパでは、太陽黒点最大期と Es 活動の間には正の相関関係があるようだ。逆に、オーストラレーシアでは、太陽黒点最大期と Es 活動の間には負の相関関係があるようだ。

1947 年に発見された赤道横断スプレッド F (TE) 伝搬により、赤道を3,000 ～ 5,000 マイル (4,800 ～ 8,000 km) 離れた場所にあるテレビ局やラジオ局を、最高 432 MHz の周波数で受信できるようになりました。30 ～ 70 MHz の範囲の低周波数の受信が最も一般的です。太陽黒点の活動が十分に活発な場合は、最高 108 MHz の信号も可能です。220 MHz を超える TEP 信号の受信は極めてまれです。送信局と受信局は、地磁気 赤道からほぼ等距離にある必要があります。

最初の大規模な VHF TEP 通信は、太陽活動周期 19 のピークである 1957 ～ 58 年頃に発生しました。1970 年頃、活動周期 20 のピーク時には、オーストラリアと日本のアマチュア無線家の間で多くの TEP 交信が行われました。1977 年頃から活動周期 21 の上昇が始まり、ギリシャ/イタリアと南アフリカ (南アフリカとローデシア/ジンバブエの両方)、および中央アメリカと南アメリカの間でアマチュア交信が TEP によって行われました。

「午後」と「夕方」は、赤道横断伝播の 2 つの明確に異なるタイプです。

午後の TEP は午後半ばから夕方にかけてピークを迎え、一般的には 4,000 ～ 5,000 マイル (6,400 ～ 8,000 km) の距離に制限されます。このモードで伝播される信号は、約 60 MHz に制限されます。午後の TEP 信号は、信号強度が高く、マルチパス反射による中程度の歪みが発生する傾向があります。

2 番目のタイプの TEP は、現地時間で夕方 19:00 から 23:00 頃にピークに達します。信号は 220 MHz まで発生し、ごくまれに 432 MHz が発生することもあります。夕方の TEP は、中程度から深刻な地磁気擾乱によって抑制されます。夕方の TEP の発生は、午後のタイプよりも太陽活動の活発化に大きく依存します。

2001年9月下旬、現地時間2000年から2400年にかけて、北部準州のダーウィン近郊で、日本と韓国からの最大220MHzのVHFテレビ・ラジオ信号が夜間の赤道横断伝搬で受信された。^[6]

1953年以来、アマチュア無線家はVHFとUHFの信号を月に反射させて月との通信を実験してきました。ムーンバウンスは、地球上で共通の時間に月を観測できる任意の2地点間の通信を可能にします。^[7]

月と地球の平均距離は 239,000 マイル (385,000 km) なので、経路損失は非常に大きくなります。したがって、典型的な 240 dBの総経路損失は、高利得受信アンテナ、高出力送信、および高感度受信システムに大きな要求を課します。これらすべての要素が考慮された場合でも、結果として得られる信号レベルはノイズをわずかに上回ることがよくあります。

アマチュア無線の慣例と同様に、信号対雑音比が低いため、EME 信号は一般に狭帯域受信システムを使用してのみ検出できます。つまり、検出できる TV 信号はフィールド スキャン変調 (AM ビジョン キャリア) のみです。FM 放送信号も広帯域変調を特徴としているため、一般に EME 受信は不可能です。FM を使用した VHF/UHF EME アマチュア無線交信の公開記録はありません。

1970年代半ば、ジョン・ユレク（K3PGP）^[8]は、自作の24フィート（7.3メートル）、焦点径0.6のパラボラアンテナとチャンネル68にチューニングされたUHFテレビダイポールフィードポイントを使用して、ムーンバウンス経由でロサンゼルスのKVST-68 （1200kW ERP）とニュージャージー州ニューアークのWBTB-68を受信しました。実験当時、米国でUHFテレビチャンネル68で動作している既知の送信機は2つしかなく、これがこのチャンネルがEME実験に選択された主な理由でした。

1978年12月の3夜、天文学者のウッドラフ・T・サリバン3世博士は、305メートルのアレシボ電波望遠鏡を使用して、さまざまな周波数で月を観測しました。この実験により、月の表面が地上のバンドIII（175〜230MHz）のテレビ信号を地球に反射できることが実証されました。^[9]まだ確認されていませんが、アレシボパラボアンテナを使用してFM放送のEME受信も可能になる可能性があります。

2002年、物理学者のトニー・マン博士は、単一の高利得UHF八木アンテナ、低ノイズマストヘッドプリアンプ、VHF/UHF合成通信受信機、FFT スペクトルアナライザソフトウェアを搭載したパソコンを使用して、EMEを介して非常に弱いUHFテレビキャリアを検出できることを実証しました。^[10]

オーロラは、太陽活動が活発で、大規模な太陽フレアが発生する可能性が高い時期に発生する可能性が最も高くなります。このような爆発が発生すると、フレアからの荷電粒子が地球に向かって螺旋状に進み、約 1 日後に到着することがあります。これによりオーロラが発生する場合と発生しない場合があります。星間磁場の極性が同じであれば、粒子は地磁気と効率的に結合しません。太陽黒点に関連した活動的な太陽表面領域の他に、繰り返し発生するコロナホールから激しい太陽風が噴出するなど、オーロラの原因となる粒子を生成する太陽現象が他にもあります。これらの荷電粒子は、地磁気や地球を取り巻くさまざまな放射線帯の影響を受け、捕捉されます。オーロラを生成する相対論的電子は最終的に地球の磁極に向かって沈殿し、その結果、D 層、E 層、F 層の電離層/磁気嵐によって短波通信 (SID) が妨害されるオーロラが発生します。北の空では、オーロラと呼ばれるさまざまな視覚効果も見られます。南半球でも同じ現象が起こりますが、視覚的な影響は南方向にあります。オーロラ現象は磁気嵐の発生によって始まり、その後 1 日ほどかけて多数の磁気嵐が発生します。

オーロラは反射シート (またはメートル法の柱) を生成し、これは垂直面にある傾向があります。この垂直の電離層「カーテン」の結果、信号は VHF 帯の上部まで反射されます。反射はアスペクトに非常に敏感です。反射シートは極に向かっているので、反射信号はその方向から到着することになります。活動領域またはコロナホールは約 27 日間持続し、太陽が回転したときに 2 つ目のオーロラが発生します。オーロラは、地磁気が太陽に対して直角になり、荷電粒子が効率的に結合する 3 月/4 月、9 月/10 月の春分/秋分頃に発生する傾向があります。オーロラによって伝播される信号には特徴的なハム効果があり、ビデオやオーディオの受信が困難になります。通信受信機で聞こえるビデオ キャリアは、純粋なトーンとして聞こえなくなります。

典型的な電波オーロラは午後に発生し、数時間にわたって強く歪んだ信号を生成します。真夜中の局所的なサブストームでは通常、信号は弱くなりますが、電子の回転によるドップラー効果による歪みは少なくなります。

最大 200 MHz の周波数はオーロラ伝播の影響を受ける可能性があります。

流星の散乱は、信号が流星のイオン化された軌跡で跳ね返ったときに発生します。

流星が地球の大気圏に衝突すると、E 層の高さに自由電子の円筒状の領域が形成されます。この細長い電離柱は比較的長く、最初に形成されたときは、UHF TV で通常 25 MHz 以上から観測可能なテレビ信号やラジオ信号を反射して散乱させ、地球に戻すのに十分な密度です。その結果、入射するテレビ信号やラジオ信号は、従来のスポラディック E 伝播に近づく距離、通常約 1500 km (1000 マイル) まで反射される可能性があります。このような流星の電離によって反射される信号の持続時間は、非常に電離した軌跡の場合、1 秒未満から数分までさまざまです。このイベントは、軌跡プラズマの電子線密度 (使用周波数に関連) に応じて、過密と過少密度に分類されます。高密度トレイルからの信号はフェーディングに伴う信号減衰が長く、物理的にはイオン化されたシリンダー表面からの反射ですが、低密度トレイルは持続時間が短い信号を発し、急速に増加して指数関数的に減衰し、トレイル内の個々の電子から散乱されます。

流星散乱の伝播には、50～80 MHz の範囲の周波数が最適であることがわかっています。88～108 MHz の FM 放送帯域も、流星散乱実験に最適です。流星の軌跡が非常に激しい大規模な流星群の期間中は、バンド III 175～220 MHz の信号受信が可能です。

イオン化されたトレイルは、通常、高周波数に比べて低周波数をより長い期間反射します (そしてより強い信号を生成します)。たとえば、45.25 MHz での 8 秒間のバーストは、90.5 MHz では 4 秒間のバーストしか発生しない場合があります。

目視で確認できる典型的な単一の流星 (サイズ 0.5 mm) の影響は、送信機が通常到達できない地点で、短時間の突然の信号の「バースト」として現れます。地球の大気に衝突する複数の流星の複合効果は、おそらく長期間の電離をもたらすには弱すぎるものの、夜間の E 層の存在に寄与していると考えられています。

散発性流星からの RF 反射を受信するのに最適な時間は早朝です。この時間帯は、粒子の速度に対する地球の速度が最大になるため、地球の朝側で発生する流星の数も増加します。ただし、散発性流星の反射は、少なくとも夕方早い時間帯であれば、一日のどの時間帯でも受信できます。

毎年の主要な流星群の詳細は以下のとおりです。

• 1月3日～4日:しぶんぎ座流星群
• 4月22日～23日:リリッド
• 5月5日～6日:イータアクアリッド
• 6月9日～10日：アリエティス流星群とゼータ・ペルセウス座流星群
• 8月12日～13日:ペルセウス座流星群
• 10月21日～22日:オリオン座流星群
• 11月3日～5日:タウリッド流星群
• 11月16日～18日:しし座流星群（注: 活動は変動し、約33年間隔でのみ爆発する）
• 12月13日～14日:ふたご座流星群
• 12月22日～23日:ウルシド

流星群関連の電波信号を観測するには、流星群の放射点が（伝播経路の）地平線より上にある必要があります。そうでない場合、流星群の流星は伝播経路に沿って大気圏に衝突できず、流星群の流星の軌跡からの反射は観測されません。

厳密には地上波 TV DX ではありませんが、衛星UHF TVRO受信はいくつかの点で関連しています。たとえば、衛星信号の受信には、感度の高い受信システムと大型の屋外アンテナ システムが必要です。ただし、地上波 TV DX とは異なり、衛星 UHF TV 受信ははるかに予測が容易です。高度 22,375 マイル (36,009 km) の静止衛星は、見通し受信ソースです。衛星が地平線より上にある場合は通常受信できますが、地平線より下にある場合は受信できません。

• 1975年12月、イギリスのシェフィールドに住むスティーブン・バーキルは、インド亜大陸に教育テレビ番組を提供するために中央アフリカ上空を同期軌道上にあった860MHzのインドのATS-6 衛星から可視画像を受信した最初のDXerとなった。^[11]
• 1978年、南アフリカのイアン・ロバーツは、ソ連のUHFエクラン級Statsionar-T衛星から714MHzのテレビ映像を受信しました。 ^[12]
• 2022年、チェコ共和国のアマチュア無線家デレクOK9SGCは、トルクメニスタンからの数少ないアナログ地上放送を受信しました。この放送は、ロシアの新しい 子午線衛星によって定期的に受信され、中継されています。^[13]

デジタルラジオやデジタルテレビも受信できますが、クリフ効果のため、特に米国で義務付けられているATSCテレビ規格では、弱い信号の受信が非常に困難になります。ただし、信号がデコードできるほど十分に強い場合は、画像が存在する場合でもノイズがないこと保証されるため、アナログテレビよりも識別がはるかに簡単になります。DVB-Tの場合、階層変調により、信号全体を詳細にデコードできない場合でも、低解像度の信号を受信できる場合があります。ただし、実際には、DVB-T 送信が動作する最も低いチャネルは 178 MHz のチャネル E5 であるため、DVB-T E-skip 受信を取得するのは実際にははるかに困難です。米国における DTV 移行の終わりにアナログ TVで観察された特有の問題は、2009 年 6 月に地元のアナログ送信機が永久に停止した後、数時間は非常に遠くのアナログ局が視聴可能だったことです。これは、6 月が VHF での DX 受信が最も強い月の一つであり、ほとんどのデジタル局が UHF に割り当てられていたため、特に顕著でした。

ここ数年、コンピューターを使用した FM DXing がこれまで以上に人気が高まり、人々はデバイスに応じて DXing 用のさまざまなソフトウェアを使用するようになりました。これは、より快適で、受信機をリモートで調整できるためです。これにより、DX ユーザーは DXing 中にその場所にいる必要がなく、離れた場所にアンテナを配置できます。

DX愛好家の間で最も人気のあるプログラムは次のとおりです。

• Konrad Kosmatka による XDR-GTK (Sony XDR デバイスおよび NXP TEF668x ベースの受信機に適しています)
• Marek Farkaš による FM-DX Web サーバー(Sony XDR デバイス、NXP TEF668x ベースのチューナー、ソフトウェア定義ラジオに適しています)
• AirSpy の SDRSharp (ソフトウェア無線に適しています)
• Alexandre Rouma による SDR++ (ソフトウェア無線に適しています)

• 連邦規格 1037C
• MWDX
• スカイウェーブ
• 無線伝搬
• 熱による退色
• クリアチャネルステーション
• チャンネル選択（ICS）
• ダイナス

• 「DXing FAQ」。世界 TV-FM DX 協会。2005年4 月 25 日閲覧。
• 「ウィリアム・ヘップバーンの VHF / UHF 対流圏ダクト予報」。ウィリアム・ヘップバーンの TV & Radio DX 情報センター。2006年6 月 12 日閲覧。
• 「ベルビュー、ネブラスカ州 DX 写真」。Matthew C. Sittel の DX ページ。2007 年 9 月 27 日時点のオリジナルからアーカイブ。2005年4 月 26 日閲覧。{{cite web}}: CS1 maint: unfit URL (link)
• 「月からの光エコー」。K3PGP 実験者のコーナー。2005 年4 月 26 日閲覧。

• 60年代のヨーロッパのDXTV受信
• TV/FMアンテナロケーター
• 世界テレビ/FM DX協会
• 世界TV/FM DX協会フォーラム
• ライブDXウェブカメラを含むGirard Westerbergのページ
• マイクのテレビとFM DX
• トッド・エムズリーの TV FM DX サイト
• ジェフ・カデットの TV DX ページ
• Matt Sittel の DX ページ^{[乗っ取られた]}
• シチリアメディア シチリアの FM と TV DX のホーム
• FMLIST は、バンドスキャンとログブックツール (FMINFO/myFM) を含む、FM 局の非営利の世界規模のデータベースです。
• Mixture.fr フランスの AM/FM/DAB データベース
• データ通信に使用されるMeteorComm Meteor Burstテクノロジー
• FM、TV、MW、SW局のFMSCAN受信予測（より良い結果を得るにはエキスパートオプションも使用してください）
• Herman Wijnants の FMDX ページ
• TV/FMスキップログ
• qth.net は、ラジオ、テレビ、アマチュア、その他愛好家向けの関連情報のメーリング リストです。
• VHF DXing – フロリダ州フォートウォルトンビーチから
• Radio-info.com DXと受信
• FM DX RDS ログブック ソフトウェア
• 南米とカリブ海地域のVHF-DXネットワーク
• 国際流星電波観測プロジェクトは、流星群を電波流星観測で研究しています。
• FM-DX Web サーバー リスト ユーザーが DX できる現在アクティブなサーバーのオンライン リスト。
• FMDX.pl DXing に関するポーランド語のブログ (英語の記事あり)。FM ヤギの構築に関するチュートリアルも含まれています。