TV DX y FM DX es la búsqueda activa de estaciones de radio o televisión distantes que se reciben durante condiciones atmosféricas inusuales. El término DX es un antiguo término telegráfico que significa "larga distancia".
Las señales de radio y televisión VHF / UHF normalmente están limitadas a un área de servicio de recepción máxima de "franja profunda" de aproximadamente 40 a 100 millas (64 a 161 km ) en áreas donde el espectro de transmisión está congestionado, y aproximadamente un 50 por ciento más lejos en ausencia de interferencias. Sin embargo, siempre que haya condiciones atmosféricas favorables , las señales de radio y televisión a veces se pueden recibir a cientos o incluso miles de millas fuera de su área de cobertura prevista. Estas señales se reciben a menudo utilizando un gran sistema de antena exterior conectado a un receptor de TV o FM sensible, aunque puede que no siempre sea así. Muchas veces, las antenas y receptores más pequeños, como los de los vehículos, recibirán estaciones más lejanas de lo normal según lo favorables que sean las condiciones.
Aunque normalmente sólo se puede recibir un número limitado de estaciones locales con intensidades de señal satisfactorias en una zona determinada, la sintonización de otros canales puede revelar señales más débiles de zonas adyacentes. Se pueden conseguir señales más fuertes y constantes, especialmente las acentuadas por condiciones atmosféricas inusuales, mejorando el sistema de antena . El desarrollo del interés en la DX de TV-FM como afición puede surgir después de que se descubran señales más distantes, ya sea de forma intencionada o accidental, lo que lleva a un serio interés en mejorar la antena del oyente y la instalación receptora con el fin de buscar activamente la recepción de televisión y radio de largo alcance. La afición de la DX de TV-FM es algo similar a otras aficiones relacionadas con la radio/electrónica, como la radioafición , la DX de onda media o la radio de onda corta , y se han desarrollado organizaciones como la Asociación Mundial de DX de TV-FM para coordinar y fomentar el estudio y disfrute de la DX de transmisión de televisión VHF/UHF y FM. [1]
Después de que se introdujera el servicio de televisión del canal B1 de la BBC de 405 líneas en Alexandra Palace , Londres , en 1936, pronto se hizo evidente que la televisión podía recibirse mucho fuera del área de servicio prevista originalmente.
Por ejemplo, en noviembre de 1938, los ingenieros de la estación de investigación RCA en Riverhead, Long Island , recibieron accidentalmente una transmisión transatlántica F2 de 3.000 millas (4.800 km) del servicio de televisión BBC de Londres de 45,0 MHz y 405 líneas.
Las imágenes parpadeantes en blanco y negro (características de la propagación F2) incluían a Jasmine Bligh , una de las locutoras originales de la BBC, y una breve toma de Elizabeth Cowell , que también compartía las tareas de locutora con Jasmine, un extracto de un drama de época desconocido y el logotipo de identificación de la estación de la BBC transmitido al principio y al final de los programas del día .
Esta recepción se grabó en película de 16 mm y ahora se considera el único ejemplo sobreviviente de televisión británica en vivo de antes de la guerra. [2]
La BBC suspendió temporalmente sus transmisiones el 1 de septiembre de 1939, cuando comenzó la Segunda Guerra Mundial . Después de que el Servicio de Televisión de la BBC se reanudara en 1946, se recibieron informes de recepción a distancia de varias partes del mundo, entre ellas Italia , Sudáfrica , India , Oriente Medio , América del Norte y el Caribe .
En mayo de 1940, la Comisión Federal de Comunicaciones (FCC), una agencia del gobierno de los Estados Unidos, asignó formalmente la banda de 42 a 50 MHz para la transmisión de radio FM. Pronto se hizo evidente que las señales FM distantes de hasta 2300 kilómetros de distancia solían interferir con las estaciones locales durante los meses de verano.
Debido a que las señales FM de 42 a 50 MHz originalmente estaban destinadas a cubrir solo un área de servicio relativamente limitada, la propagación esporádica de la señal a larga distancia era vista como una molestia, especialmente por la administración de la estación.
En febrero de 1942, la revista FM publicó el primer informe conocido sobre la recepción de una estación de radiodifusión FM de larga distancia . El informe proporcionaba detalles de la recepción de la estación W51C de 45,1 MHz en Chicago (Illinois ) en Monterrey ( México ): "Zenith Radio Corporation, que opera la estación W51C, ha recibido una carta de un oyente de Monterrey (México) en la que se informa de la recepción diaria de esta estación entre las 15:00 y las 18:00 horas. Esta es la mayor distancia, 1.100 millas, desde la que se ha informado de una recepción constante del transmisor de 50 [kW]". [3]
En junio de 1945, la FCC decidió que la FM tendría que pasar de la banda establecida de 42 a 50 MHz antes de la guerra a una nueva banda de 88 a 108 MHz. Según los documentos de la FCC de 1945 y 1946, los tres factores principales que la comisión consideró en su decisión de colocar la FM en la banda de 88 a 108 MHz fueron la interferencia cocanal E esporádica, la interferencia de la capa F2 y la extensión de la cobertura. [4]
Durante la década de 1950 y principios de la de 1960, comenzaron a circular reportajes televisivos de larga distancia a través de publicaciones periódicas populares para aficionados a la electrónica de Estados Unidos, como DXing Horizons , Popular Electronics , Television Horizons , Radio Horizons y Radio-Electronics . En enero de 1960, el interés por la televisión DX se promovió aún más a través de la columna habitual DXing Horizons de Robert B. Cooper .
En 1957, el récord mundial de TV DX se amplió a 10.800 millas (17.400 km) con la recepción del canal británico BBC TV en varias partes de Australia . En particular, George Palmer en Melbourne, Victoria , recibió imágenes y audio visibles de un programa de noticias de la estación BBC TV London. Esta recepción BBC F2 se grabó en película. [5]
A principios de los años 1960, la revista británica Practical Television publicó por primera vez una columna regular sobre TV DX editada por Charles Rafarel. En 1970, la columna de Rafarel había atraído un interés considerable de los TV DXers de todo el mundo. Después de la muerte de Rafarel en 1971, el TV DXer del Reino Unido Roger Bunney continuó con la columna mensual, que siguió publicándose en Television Magazine . Con la desaparición de Television Magazine en junio de 2008, la columna de Bunney finalizó después de 36 años de publicación. Además de la columna mensual sobre TV DX, Bunney también ha publicado varios libros sobre TV DX, entre ellos Long Distance Television Reception (TV-DX) for the Enthusiast 1981 ISBN 0-900162-71-6 y A TV DXer's Handbook 1986 ISBN 0-85934-150-X .
La propagación troposférica se refiere a la forma en que las señales de radio viajan a través de la capa más baja de la atmósfera de la Tierra, la troposfera , a altitudes de hasta aproximadamente 17 km (11 millas). Las condiciones climáticas en la atmósfera inferior pueden producir propagación de radio a distancias mayores de lo normal. Si se produce una inversión de temperatura , con el aire superior más cálido que el aire inferior, las ondas de radio VHF y UHF pueden refractarse sobre la superficie de la Tierra en lugar de seguir una trayectoria en línea recta hacia el espacio o el suelo. Esta "conductividad troposférica" puede transportar señales a 800 km (500 millas) o más, mucho más allá del alcance habitual.
La capa F2 se encuentra a unos 320 km (200 millas) por encima de la superficie de la Tierra y puede reflejar las ondas de radio hacia la Tierra. Cuando la capa es particularmente fuerte durante períodos de alta actividad de manchas solares , la recepción de FM y TV puede tener lugar a más de 3000 km (2000 millas) o más, ya que la señal efectivamente "rebota" en la capa atmosférica superior.
La E esporádica, también llamada E-skip, es el fenómeno de parches irregulares dispersos de ionización relativamente densa que se desarrollan estacionalmente dentro de la región E de la ionosfera y reflejan frecuencias de TV y FM, generalmente hasta aproximadamente 150 MHz. Cuando las frecuencias se reflejan en múltiples parches, se denomina salto de múltiples saltos. El E-skip permite que las ondas de radio viajen mil millas o incluso más más allá de su área de recepción prevista. El E-skip no está relacionado con la conducción troposférica.
Las señales de televisión y FM recibidas a través de Sporadic E pueden ser extremadamente fuertes y variar en intensidad en un corto período de tiempo desde apenas detectables hasta sobrecargas. Aunque puede ocurrir un cambio de polarización , las señales Sporadic E de un solo salto tienden a permanecer en la polarización transmitida original. Las señales de televisión Sporadic E de un solo salto largo (900–1,500 millas o 1,400–2,400 kilómetros) tienden a ser más estables y relativamente libres de imágenes de trayectoria múltiple. Las señales de salto más corto (400–800 millas o 640–1,290 kilómetros) tienden a reflejarse desde más de una parte de la capa Sporadic E, lo que resulta en múltiples imágenes y superposición, con inversión de fase a veces. La degradación de la imagen y la atenuación de la intensidad de la señal aumentan con cada salto Sporadic E posterior.
La E esporádica suele afectar a la banda I de VHF inferior (canales de TV 2 a 6) y a la banda II (banda de transmisión FM de 88 a 108 MHz). Las distancias típicas esperadas son de aproximadamente 600 a 1,400 millas (970 a 2,250 km). Sin embargo, en circunstancias excepcionales, una nube de Es altamente ionizada puede propagar señales de VHF de banda I hasta aproximadamente 350 millas (560 km). Cuando se produce una recepción de Es de salto corto, es decir, por debajo de las 500 millas (800 km) en la banda I, existe una mayor posibilidad de que la nube de Es ionizada sea capaz de reflejar una señal a una frecuencia mucho más alta (es decir, un canal de banda 3 de VHF), ya que un ángulo de reflexión agudo (salto corto) favorece las frecuencias bajas, un ángulo de reflexión más superficial de la misma nube ionizada favorecerá una frecuencia más alta.
En latitudes polares, la E esporádica puede acompañar a las auroras y las condiciones magnéticas perturbadas asociadas y se denomina E auroral.
No se ha formulado aún ninguna teoría concluyente sobre el origen de la E esporádica. Los intentos de conectar la incidencia de la E esporádica con el ciclo de manchas solares de once años han proporcionado correlaciones tentativas. Parece haber una correlación positiva entre el máximo de manchas solares y la actividad de la E en Europa. Por el contrario, parece haber una correlación negativa entre la máxima actividad de manchas solares y la actividad de la E en Australasia .
Descubierta en 1947, la propagación transecuatorial en F (TE) permite la recepción de estaciones de televisión y radio entre 3.000 y 5.000 millas (4.800 y 8.000 km) a través del ecuador en frecuencias tan altas como 432 MHz. La recepción de frecuencias más bajas en el rango de 30 a 70 MHz es la más común. Si la actividad de las manchas solares es suficientemente alta, también son posibles señales de hasta 108 MHz. La recepción de señales TEP por encima de 220 MHz es extremadamente rara. Las estaciones transmisoras y receptoras deben estar casi equidistantes del ecuador geomagnético .
Las primeras comunicaciones TEP a gran escala en VHF se produjeron alrededor de 1957-58 durante el pico del ciclo solar 19. Alrededor de 1970, el pico del ciclo 20, se establecieron muchos contactos TEP entre radioaficionados australianos y japoneses. Con el surgimiento del ciclo 21, que comenzó alrededor de 1977, se establecieron contactos entre radioaficionados entre Grecia / Italia y el sur de África (tanto Sudáfrica como Rodesia / Zimbabwe ), y entre América Central y América del Sur mediante TEP.
"Tarde" y "noche" son dos tipos de propagación transecuatorial claramente diferentes.
La TEP vespertina alcanza su pico máximo a media tarde y a primeras horas de la noche y, por lo general, se limita a distancias de entre 6400 y 8000 km (4000 y 5000 millas). Las señales propagadas por este modo se limitan a aproximadamente 60 MHz. Las señales TEP vespertinas tienden a tener una alta intensidad de señal y sufren una distorsión moderada debido a las reflexiones por trayectos múltiples.
El segundo tipo de TEP alcanza su pico por la tarde, entre las 19:00 y las 23:00 horas, hora local. Es posible recibir señales hasta 220 MHz, e incluso muy raramente hasta 432 MHz. El TEP vespertino se ve atenuado por perturbaciones geomagnéticas moderadas o severas. La ocurrencia del TEP vespertino depende en mayor medida de la alta actividad solar que el tipo vespertino.
A finales de septiembre de 2001, entre las 20.00 y las 24.00 hora local, se recibieron señales de radio y televisión VHF de Japón y Corea de hasta 220 MHz a través de propagación transecuatorial nocturna cerca de Darwin, Territorio del Norte . [6]
Desde 1953, los radioaficionados han estado experimentando con las comunicaciones lunares reflejando señales VHF y UHF desde la Luna . El rebote lunar permite la comunicación en la Tierra entre dos puntos cualesquiera que puedan observar la Luna en un momento común. [7]
Como la distancia media entre la Luna y la Tierra es de 385.000 km (239.000 millas), las pérdidas de trayectoria son muy altas. De ello se deduce que una pérdida de trayectoria total típica de 240 dB exige mucho de las antenas receptoras de alta ganancia, las transmisiones de alta potencia y los sistemas de recepción sensibles. Incluso cuando se observan todos estos factores, el nivel de señal resultante suele estar justo por encima del ruido.
Debido a la baja relación señal/ruido , como ocurre en la práctica de la radioafición, las señales EME generalmente solo se pueden detectar utilizando sistemas de recepción de banda estrecha. Esto significa que el único aspecto de la señal de TV que se puede detectar es la modulación de barrido de campo (portadora de visión AM). Las señales de transmisión FM también presentan una modulación de frecuencia amplia, por lo que la recepción EME generalmente no es posible. No existen registros publicados de contactos de radioaficionados EME VHF/UHF utilizando FM.
A mediados de los años 70, John Yurek, K3PGP, [8] utilizando una antena parabólica de 7,3 m (24 pies) y 0,6 de diámetro focal construida en casa y un punto de alimentación dipolar de TV UHF sintonizado en el canal 68, recibió KVST-68 Los Ángeles (1200 kW ERP) y WBTB-68 Newark, Nueva Jersey, mediante un rebote lunar. En el momento del experimento, solo había dos transmisores conocidos que operaban en los Estados Unidos en el canal de televisión UHF 68, la principal razón por la que se seleccionó este canal para los experimentos de EME.
Durante tres noches de diciembre de 1978, el astrónomo Dr. Woodruff T. Sullivan III utilizó el radiotelescopio de Arecibo de 305 metros para observar la Luna en distintas frecuencias. Este experimento demostró que la superficie lunar es capaz de reflejar señales de televisión terrestres de banda III (175 – 230 MHz) de vuelta a la Tierra. [9] Aunque todavía no está confirmado, la recepción de EME de transmisiones FM también puede ser posible utilizando la antena parabólica de Arecibo.
En 2002, el físico Dr. Tony Mann demostró que una única antena Yagi UHF de alta ganancia , un preamplificador de mástil de bajo ruido, un receptor de comunicaciones sintetizado VHF/UHF y una computadora personal con software analizador de espectro FFT podrían utilizarse para detectar con éxito portadoras de televisión UHF extremadamente débiles a través de EME. [10]
Es más probable que se produzca una aurora durante períodos de alta actividad solar, cuando hay una alta probabilidad de una gran llamarada solar . Cuando se produce una erupción de este tipo, las partículas cargadas de la llamarada pueden salir en espiral hacia la Tierra y llegar aproximadamente un día después. Esto puede o no causar una aurora: si el campo magnético interestelar tiene la misma polaridad, las partículas no se acoplan al campo geomagnético de manera eficiente. Además de las áreas de superficie solar activas relacionadas con las manchas solares, otros fenómenos solares que producen partículas causantes de auroras, como los agujeros coronales recurrentes que expulsan un intenso viento solar . Estas partículas cargadas se ven afectadas y capturadas por el campo geomagnético y los diversos cinturones de radiación que rodean la Tierra. Los electrones relativistas que producen auroras finalmente se precipitan hacia los polos magnéticos de la Tierra, lo que resulta en una aurora que interrumpe las comunicaciones de onda corta (SID) debido a las tormentas ionosféricas/magnéticas en las capas D, E y F. También se ven varios efectos visuales en el cielo hacia el norte, acertadamente llamados Luces del Norte . El mismo efecto ocurre en el hemisferio sur, pero los efectos visuales se observan hacia el sur. El fenómeno auroral comienza con la aparición de una tormenta geomagnética , seguida de una serie de subtormentas durante el día siguiente aproximadamente.
La aurora produce una capa reflectante (o columnas de tamaño métrico) que tiende a situarse en un plano vertical. El resultado de esta "cortina" ionosférica vertical es la reflexión de las señales en la banda superior de VHF. La reflexión es muy sensible al aspecto. Dado que la capa reflectante se encuentra hacia los polos, se deduce que las señales reflejadas llegarán desde esa dirección general. Una región activa o un agujero coronal puede persistir durante unos 27 días, lo que da lugar a una segunda aurora cuando el Sol ha girado. Existe una tendencia a que las auroras se produzcan alrededor de los períodos de equinoccio de marzo/abril y septiembre/octubre , cuando el campo geomagnético está en ángulo recto con el Sol para un acoplamiento eficiente de partículas cargadas. Las señales propagadas por la aurora tienen un efecto de zumbido característico, que dificulta la recepción de vídeo y audio. Las portadoras de vídeo, tal como se escuchan en un receptor de comunicaciones, ya no se pueden oír como un tono puro.
Una aurora de radio típica se produce por la tarde y produce señales fuertes y distorsionadas durante unas horas. La subtormenta local de medianoche suele producir señales más débiles, pero con menos distorsión por efecto Doppler de los electrones giratorios.
Las frecuencias de hasta 200 MHz pueden verse afectadas por la propagación auroral.
La dispersión de meteoritos se produce cuando una señal rebota en el rastro ionizado de un meteorito.
Cuando un meteorito impacta en la atmósfera terrestre, se forma una región cilíndrica de electrones libres a la altura de la capa E. Esta delgada columna ionizada es relativamente larga y, cuando se forma por primera vez, es lo suficientemente densa como para reflejar y dispersar las señales de radio y televisión, generalmente observables desde 25 MHz hacia arriba a través de la televisión UHF, de regreso a la Tierra. En consecuencia, una señal de radio o televisión incidente puede reflejarse hasta distancias que se aproximan a la de la propagación E esporádica convencional, típicamente alrededor de 1500 km (1000 millas). Una señal reflejada por dicha ionización de meteorito puede variar en duración desde fracciones de segundo hasta varios minutos para estelas intensamente ionizadas. Los eventos se clasifican como sobredensos y subdensos, dependiendo de la densidad de líneas de electrones (relacionada con la frecuencia utilizada) del plasma de la estela. La señal de un rastro sobredenso tiene un decaimiento de señal más largo asociado con el desvanecimiento y es físicamente un reflejo de la superficie del cilindro ionizado, mientras que un rastro subdenso da una señal de corta duración, que aumenta rápidamente y decae exponencialmente y se dispersa desde los electrones individuales dentro del rastro.
Se ha comprobado que las frecuencias en el rango de 50 a 80 MHz son óptimas para la propagación de la dispersión de meteoritos. La banda de transmisión FM de 88 a 108 MHz también es muy adecuada para experimentos de dispersión de meteoritos. Durante las grandes lluvias de meteoritos, con estelas extremadamente intensas, se puede recibir la señal de la banda III de 175 a 220 MHz.
Las estelas ionizadas generalmente reflejan frecuencias más bajas durante períodos más prolongados (y producen señales más fuertes) en comparación con frecuencias más altas. Por ejemplo, una ráfaga de 8 segundos en 45,25 MHz puede causar solo una ráfaga de 4 segundos en 90,5 MHz.
El efecto de un meteorito único (de 0,5 mm de tamaño) que se observa visualmente es una "ráfaga" repentina de señal de corta duración en un punto que normalmente no alcanza el transmisor. Se cree que el efecto combinado de varios meteoritos que chocan con la atmósfera terrestre, aunque quizás demasiado débil para proporcionar ionización a largo plazo, contribuye a la existencia de la capa E nocturna.
El momento óptimo para recibir reflexiones de RF de meteoritos esporádicos es el período temprano en la mañana, cuando la velocidad de la Tierra en relación con la velocidad de las partículas es mayor, lo que también aumenta el número de meteoritos que ocurren en el lado matutino de la Tierra, pero algunos reflejos de meteoritos esporádicos se pueden recibir en cualquier momento del día, al menos temprano en la tarde.
Las principales lluvias de meteoros anuales se detallan a continuación:
Para observar las señales de radio relacionadas con la lluvia de meteoros, el radiante de la lluvia debe estar por encima del horizonte (trayectoria media de propagación). De lo contrario, ningún meteoro de la lluvia puede alcanzar la atmósfera a lo largo de la trayectoria de propagación y no se pueden observar reflejos de las estelas de meteoros de la lluvia.
Aunque no se trata, por definición estricta, de una DX de TV terrestre, la recepción de TVRO por satélite en UHF está relacionada en ciertos aspectos. Por ejemplo, la recepción de señales de satélite requiere sistemas de recepción sensibles y grandes sistemas de antenas exteriores. Sin embargo, a diferencia de la DX de TV terrestre, la recepción de TV por satélite en UHF es mucho más fácil de predecir. El satélite geoestacionario a 22.375 millas (36.009 km) de altura es una fuente de recepción de línea de visión. Si el satélite está por encima del horizonte, generalmente se puede recibir, si está por debajo del horizonte, la recepción no es posible.
También se puede recibir radio y televisión digital ; sin embargo, hay mucha mayor dificultad con la recepción de señales débiles debido al efecto acantilado , particularmente con el estándar de TV ATSC obligatorio en los EE. UU. Sin embargo, cuando la señal es lo suficientemente fuerte para ser decodificada, la identificación es mucho más fácil que con la TV analógica, ya que se garantiza que la imagen estará libre de ruido cuando esté presente. Para DVB-T , la modulación jerárquica puede permitir que se reciba una señal de definición más baja incluso si los detalles de la señal completa no se pueden decodificar. Sin embargo, en realidad, es mucho más difícil obtener la recepción DVB-T E-skip, ya que el canal más bajo en el que operan las transmisiones DVB-T es el canal E5, que es de 178 MHz. Un problema único observado en la televisión analógica al final de la transición a DTV en los Estados Unidos fue que se podían ver estaciones analógicas muy distantes en las horas posteriores al cierre permanente de los transmisores analógicos locales en junio de 2009. Esto fue particularmente pronunciado porque junio es uno de los meses más fuertes para la recepción DX en VHF, y la mayoría de las estaciones digitales estaban asignadas a UHF.
En los últimos años, la radiodifusión FM con ordenadores se ha vuelto más popular que nunca. La gente ha empezado a utilizar distintos programas para realizar la radiodifusión en función de sus dispositivos, ya que proporcionan mayor comodidad y los receptores también se pueden sintonizar de forma remota. Esto permite a los radiodifusores colocar sus antenas en lugares remotos sin necesidad de estar en el lugar mencionado mientras realizan la radiodifusión.
Los programas más populares entre los DXers son:
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