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TV DXとFM DXとは、異常な気象条件下で受信できる遠方のラジオ局やテレビ局を積極的に探す活動のことです。DXという用語は、かつての電信用語で「長距離」を意味します。
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（64～161km ）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%遠くまで届きます。しかし、良好な大気条件が揃えば、テレビおよびラジオ信号は、本来のサービスエリアから数百マイル、あるいは数千マイルも離れた場所でも受信できることがあります。これらの信号は、高感度のテレビまたは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多いですが、必ずしもそうとは限りません。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でも、良好な気象条件によっては、通常よりも遠くの放送局を受信できます。
通常、特定の地域では限られた数のローカル局しか十分な信号強度で受信できませんが、他のチャンネルにチューニングすると、隣接地域からの弱い信号が見つかることがあります。特に異常な大気条件によって強調されるような、より安定した強い信号は、アンテナシステムを改善することで得られます。趣味としてのTV-FM DXへの関心は時間とともに高まり、愛好家はより広い範囲を得るためにHF/UHFアンテナを設置およびアップグレードしています。TV-FM DX趣味は、アマチュア無線、中波DX、短波ラジオなどの他の無線/電子関連の趣味と似ており、世界TV-FM DX協会などの組織がVHF/UHFテレビおよびFM放送DXのさらなる研究と楽しみを調整および促進するために発展してきました。[ 1 ]
1936年にロンドンのアレクサンドラ・パレスでBBCの405回線チャンネルB1のテレビ放送が開始された後、テレビは当初想定されていたサービスエリア外でも受信できることがすぐに明らかになった。
例えば、1938年11月、ロングアイランドのリバーヘッドにあるRCA研究所の技術者たちは、偶然にもロンドンの45.0MHz、405ラインのBBCテレビ放送の、3,000マイル（4,800km）離れた大西洋横断F2放送を受信しました。
（F2伝播の特徴である）ちらつく白黒映像には、BBCの初期のアナウンサーの一人であるジャスミン・ブライ、ジャスミンと共にアナウンスを担当していたエリザベス・コーウェルの短いショット、正体不明の時代劇からの抜粋、そしてその日の番組の最初と最後に放送されるBBCの局識別ロゴが含まれていた。
このレセプションは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番組の唯一の現存例と考えられている。[ 2 ]
第二次世界大戦の勃発に伴い、BBCは1939年9月1日に放送を一時的に停止した。1946年にBBCテレビ放送が再開されると、イタリア、南アフリカ、インド、中東、北米、カリブ海地域など、世界各地から遠隔地からの受信報告が寄せられた。
1940年5月、米国政府機関である連邦通信委員会（FCC）は、42～50MHz帯をFMラジオ放送用に正式に割り当てた。しかし、夏季には最大1,400マイル（2,300km ） 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すぐに明らかになった。
42～50MHz 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搬は、特に放送局の管理者にとって迷惑なものと見なされていた。
1942年2月、 FMマガジンは、FM放送局の長距離受信に関する最初の既知の報告を掲載した。この報告では、メキシコのモンテレイで受信されたイリノイ州シカゴの 45.1MHz W51Cの詳細が伝えられた。「W51Cを運営するゼニス・ラジオ・コーポレーションは、メキシコのモンテレイのリスナーから、毎日午後3時から午後6時の間にこの放送局を受信しているという手紙を受け取った。これは、50kW送信機の安定した受信が報告された最長距離、1,100マイルである。」[ 3 ]
1945年6月、FCCはFMを 戦前の42～50MHz帯から88～108MHzの新帯に移す必要があると決定した 。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つの主要な要素は、 散発的なE同チャネル干渉、F2層干渉、およびカバー範囲であった。[ 4 ]
1950年代から1960年代初頭にかけて、長距離テレビ通信のレポートが、DXing Horizons、Popular Electronics、Television Horizons、Radio Horizons、Radio-Electronicsといったアメリカの人気電子工作愛好家向け雑誌を通じて広まり始めた。1960年1月には、ロバート・B・クーパーがDXing Horizonsに連載していたコラムによって、テレビのDX通信への関心がさらに高まった。
1957年、オーストラリア各地でイギリスのBBCテレビを受信できたことで、テレビDXの世界記録は10,800マイル（17,400km ）にまで延長された。特に注目すべきは、ビクトリア州メルボルンのジョージ・パーマーが、ロンドンのBBCテレビ局からのニュース番組の映像と音声を鮮明に受信できたことである。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、イギリスの雑誌『Practical Television』は、チャールズ・ラファレル編集によるテレビDXに関する定期コラムを初めて掲載した。1970年までに、ラファレルのコラムは世界中のテレビDXerから大きな注目を集めた。1971年にラファレルが亡くなった後、イギリスのテレビDXerであるロジャー・バニーが月刊コラムを引き継ぎ、『 Television Magazine』誌に掲載され続けた。2008年6月に『Television Magazine』誌が廃刊となったことで、バニーのコラムは36年の連載に幕を下ろした。月刊テレビDXコラムに加え、バニーは『 Long Distance Television Reception (TV-DX) for the Enthusiast』（ 1981年、ISBN 1000）など、テレビDXに関する書籍も数冊出版している。 0-900162-71-6、およびA TV DXer's Handbook 1986 ISBN 0-85934-150-X。
対流圏伝搬とは、地球大気の最下層である対流圏（高度約17km ）を電波が伝わる経路を指します。下層大気の気象条件によっては、電波伝搬距離が通常よりも長くなることがあります。気温逆転現象が発生し、上層の空気が下層の空気よりも暖かくなると、VHFおよびUHFの電波は、宇宙空間や地表へ直線的に伝わるのではなく、地表で屈折して伝わることがあります。このような「対流圏ダクト伝搬」によって、電波は800km 以上も伝わることがあり、通常の伝搬距離をはるかに超えます。
F2層は地表から約320km（200マイル）上空に位置し、電波を地球に向けて反射する働きがあります。太陽黒点活動が活発な時期には、この層が特に強くなるため、電波が高層大気層で効果的に「反射」し、FMやテレビの受信が3000km（2000 マイル）以上離れた場所でも可能になります。
散在性E波（Eスキップとも呼ばれる）は、電離層のE領域内に季節的に発生する、比較的密度の高い電離領域が不規則に散在する現象で、テレビやFMの周波数（一般的に約150MHzまで）を反射します。複数の領域で周波数が反射される場合は、マルチホップスキップと呼ばれます。Eスキップにより、電波は本来の受信エリアを1,000マイル以上も超えて伝搬します。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層を介して受信されるテレビ信号とFM信号は非常に強力で、短時間のうちに検出可能なレベルから過負荷状態まで強度が大きく変動することがあります。偏波シフトが発生する可能性はありますが、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。長距離シングルホップ（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、マルチパス画像が比較的少ない傾向があります。短距離スキップ（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、多重画像やゴーストが発生し、位相反転が生じることもあります。画質の劣化と信号強度の減衰は、スポラディックE層のホップが進むごとに大きくなります。
散発性E波は通常、VHF帯I（TVチャンネル2～6）とVHF帯II（88～108MHz FM放送帯）の低周波数帯に影響を及ぼします。典型的な到達距離は約600～1,400マイル（970～2,250km ）です。ただし、例外的な状況下では、高度に電離したE波雲がVHF帯Iの信号を約350マイル（560km ）まで伝搬させることがあります。短距離スキップE波受信、つまりVHF帯Iで500マイル（800km ）未満の場合、電離したE波雲がはるかに高い周波数（つまりVHF帯3チャンネル）の信号を反射する可能性が高くなります。これは、鋭い反射角（短距離スキップ）は低周波数を優先し、同じ電離雲からの浅い反射角は高周波数を優先するためです。
極地では、散発性E波はオーロラやそれに伴う磁気擾乱を伴うことがあり、オーロラE波と呼ばれる。
散発性E型星の起源については、いまだ決定的な理論は確立されていない。散発性E型星の発生と11年周期の太陽黒点活動周期との関連性を調べた結果、暫定的な相関関係が見出された。ヨーロッパでは、太陽黒点活動の極大期とE型星の活動の間に正の相関関係があるようだ。一方、オーストララシアでは、太陽黒点活動の極大期とE型星の活動の間に負の相関関係があるようだ。
1947年に発見された赤道横断拡散F（TE）伝搬は、赤道を越えて3,000～5,000マイル（4,800～8,000km ）離れた場所で、432MHzもの高周波数でテレビやラジオの放送を受信することを可能にする。30～70MHzの低周波数帯の受信が最も一般的である。太陽黒点活動が十分に活発な場合は、108MHzまでの信号も受信可能である。220MHzを超えるTEP信号の受信は極めてまれである。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る。
最初の大規模なVHF帯TEP通信は、太陽活動周期19のピーク期にあたる1957～58年頃に行われた。1970年頃、周期20のピーク期には、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交信が行われた。1977年頃から始まった周期21の上昇に伴い、ギリシャ／イタリアと南部アフリカ（南アフリカとローデシア／ジンバブエの両方）、そして中央アメリカと南アメリカの間でTEPによるアマチュア交信が行われた。
「午後」と「夕方」は、赤道通過における電波伝搬の全く異なる2つのタイプである。
午後のTEPは午後中頃から夕方にかけてピークを迎え、一般的に4,000～5,000マイル（6,400～8,000km ）の距離に限定されます。このモードで伝搬される信号は、約60MHz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歪みが中程度です。
2番目のタイプのTEPは、現地時間の19時から23時頃の夕方にピークを迎えます。信号は220MHzまで受信可能で 、ごくまれに432MHzでも 受信されることがあります。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さに大きく左右されます。
2001年9月下旬、現地時間20時から24時まで、ノーザンテリトリーのダーウィン付近で、夕方の赤道横断伝搬により、日本と韓国からの220MHzまでのVHFテレビおよびラジオ信号が 受信された。[ 6 ]
1953年以来、アマチュア無線家はVHFおよびUHF信号を月面で反射させることで月面通信の実験を行ってきた。月面反射により、月を同じ時刻に観測できる地球上の任意の2地点間で通信が可能になる。[ 7 ]
月と地球の平均距離は239,000マイル（385,000km ）であるため、伝搬損失は非常に大きい。したがって、典型的な240dBの総伝搬損失は、高利得受信アンテナ、高出力送信、高感度受信システムに大きな負荷をかけることになる。これらの要素をすべて考慮しても、得られる信号レベルはしばしばノイズレベルをわずかに上回る程度にとどまる。
アマチュア無線と同様に、信号対雑音比が低いため、EME信号は一般的に狭帯域受信システムでしか検出できません。つまり、テレビ信号で検出できるの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放送信号も広帯域の周波数変調を使用しているため、EME受信は一般的に不可能です。FMを使用したVHF/UHF帯でのEMEアマチュア無線交信の記録は公表されていません。
1970年代半ば、ジョン・ユーレック（K3PGP）[ 8 ]は、自作の24フィート（7.3m）、焦点径0.6のパラボラアンテナとチャンネル68に同調したUHFテレビダイポール給電点を使用して、月面反射でロサンゼルスの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で運用されている送信機は2つしか知られておらず、これがEME実験にこのチャンネルが選ばれた主な理由でした。
1978年12月の3夜にわたり、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、月の表面が地球のバンドIII（175～230MHz ）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 ]確認はされていませんが、アレシボのパラボラアンテナを使用してFM放送のEME受信が可能だった可能性があります。
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シンセサイザー通信受信機、およびFFTスペクトラムアナライザソフトウェアを備えたパーソナルコンピュータを使用して、EMEを介して非常に微弱なUHFテレビ搬送波を検出することに成功したことを実証した。[ 10 ]
オーロラは、大規模な太陽フレアが発生する可能性が高い、太陽活動が活発な時期に最も発生しやすい。このような爆発が起こると、フレアから放出された荷電粒子が螺旋状に地球に向かって落下し、約1日後に到達する。これがオーロラを引き起こす場合もあれば、引き起こさない場合もある。星間磁場の極性が同じ場合、粒子は地磁気と効率的に結合しない。太陽黒点に関連する活発な太陽表面領域以外にも、繰り返し発生するコロナホールから噴出する強烈な太陽風など、オーロラを引き起こす粒子を生成する他の太陽現象がある。これらの荷電粒子は、地磁気と地球を取り巻くさまざまな放射線帯の影響を受け、捕捉される。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落下し、オーロラが発生する。オーロラは、電離層/磁気嵐により、D、E、F層で短波通信（SID）を妨害する。北の空にはさまざまな視覚効果も見られる。これは、北極光と呼ばれる。南半球でも同様の現象が見られるが、視覚的な効果は南方向に向かう。オーロラ現象は地磁気嵐の発生によって始まり、その後1日ほどかけて複数のサブストームが発生する。
オーロラは、垂直面に沿って存在する反射シート（またはメートルサイズの柱）を生成します。この垂直な電離層の「カーテン」の結果、信号はVHF帯の上部まで反射されます。反射は方位に非常に敏感です。反射シートは極に向かって存在するため、反射された信号は概ねその方向から到着します。活動領域またはコロナホールは、太陽が自転した後に2回目のオーロラを引き起こす約27日間持続することがあります。オーロラは、地磁気が太陽に対して直角になり、荷電粒子の結合が効率的になる3月/4月と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、ビデオとオーディオの受信を困難にします。通信受信機で聞こえるビデオキャリアは、もはや純音として聞こえません。
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送ります。一方、深夜に発生する局地的なサブストームは通常、信号は弱くなりますが、回転する電子によるドップラー効果による歪みは少なくなります。
200MHzまでの周波数は、 オーロラ伝搬の影響を受ける可能性がある。
流星散乱とは、信号が流星の電離した痕跡に反射して失われる現象である。
流星が地球の大気に衝突すると、E層の高さに自由電子 の円筒状領域が形成されます。この細長い電離した柱は比較的長く、形成直後はテレビやラジオの信号を反射・散乱させるのに十分な密度を持ち、一般的に25MHzからUHFテレビまでの周波数帯で地球に届きます。そのため、入射したテレビやラジオの信号は、通常のスポラディックE波伝搬距離に匹敵する距離、通常約1500km （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た信号の持続時間は、数分の1秒から、電離度の高い流星痕では数分に及ぶこともあります。これらの現象は、流星痕プラズマの電子線密度（使用周波数に関連）に応じて、過密と低密度に分類されます。高密度のトレイルからの信号は、フェージングに伴う信号減衰が長く、物理的には電離した円筒表面からの反射である一方、低密度のトレイルからの信号は持続時間が短く、急速に上昇し指数関数的に減衰し、トレイル内部の個々の電子からの散乱である。
50～80MHzの周波数帯は、 流星散乱伝搬に最適であることが分かっています。88～108MHz のFM放送帯も、流星散乱実験に非常に適しています。大規模な流星群では、極めて強い流星痕が観測されるため、175～220MHz帯（バンドIII）の 信号受信が可能になる場合があります。
電離した電波の軌跡は、一般的に高周波よりも低周波をより長い時間反射し（そしてより強い信号を生成する）。例えば、45.25MHzで8秒間のバーストが発生した場合、 90.5MHzではわずか4秒間のバーストしか発生しない可能性がある 。
肉眼で確認できる典型的な流星（大きさ0.5mm）1個の衝突は、 送信機が通常到達しない地点で、短時間の突然の信号バーストとして現れる。複数の流星が地球の大気に衝突した場合の複合的な影響は、長期的な電離を引き起こすには弱すぎるかもしれないが、夜間のE層の存在に寄与していると考えられている。
散発流星からのRF反射を受信するのに最適な時間帯は早朝です。この時間帯は、地球の速度が粒子の速度に対して最大となるため、地球の朝側で発生する流星の数も増加します。しかし、散発流星からの反射は、夕方など、一日のどの時間帯でも受信できる場合があります。
毎年発生する主要な流星群の詳細は以下のとおりです。
流星群に関連する電波信号を観測するには、流星群の放射点が（伝播経路の中間地点である）地平線より上にある必要があります。そうでなければ、流星群の流星は伝播経路に沿って大気圏に突入できず、流星の軌跡からの反射波も観測できません。
厳密には地上波テレビのDX受信とは異なりますが、衛星UHFテレビの受信はいくつかの点で関連しています。例えば、衛星信号の受信には高感度な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。しかし、地上波テレビのDX受信とは異なり、衛星UHFテレビの受信ははるかに予測しやすいです。高度22,375マイル（36,009km ）の静止衛星は、見通し線受信源です。衛星が地平線より上にある場合は一般的に受信できますが、地平線より下にある場合は受信できません。
デジタルラジオやデジタルテレビも受信できますが、特に米国で義務付けられているATSCテレビ規格では、クリフ効果により弱い信号の受信がはるかに困難です。しかし、信号がデコードできるほど強い場合は、画像が存在する場合はノイズがないことが保証されるため、アナログテレビよりも識別がはるかに容易です。DVB -Tの場合、階層変調により、完全な信号の詳細を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可能性があります。ただし、実際には、DVB-T Eスキップ受信を取得するのは実際にははるかに困難です。DVB-T伝送が動作する最低チャンネルは178MHzのチャンネルE5だからです。米国におけるデジタルテレビへの移行終盤にアナログテレビで観測された特異な現象の一つは、2009年6月にローカルアナログ送信機が完全に停止した後も、数時間にわたって非常に遠方のアナログ放送局が視聴可能だったことである。これは、6月がVHF帯における遠距離受信が最も良好な月のひとつであり、ほとんどのデジタル放送局がUHF帯に割り当てられていたため、特に顕著であった。