TV 및 FM DX

TV and FM DX

TV DX와 FM DX는 비정상적인 대기 조건 동안 수신된 먼 라디오 또는 텔레비전 방송국의 능동적인 검색이다. DX라는 용어는 "장거리"를 의미하는 오래된 전신 용어다.

VHF/UHF 텔레비전 및 무선 신호는 일반적으로 방송 스펙트럼이 혼잡한 지역에서 최대 약 40–100마일(64–161km)의 "심층" 수신 서비스 구역으로 제한되며, 간섭이 없는 경우 약 50% 더 멀리 떨어져 있다. 그러나, 바람직한 대기 조건을 제공하는 텔레비전과 무선 신호는 때때로 의도된 범위 영역 밖에서 수백 마일 또는 심지어 수천 마일 밖에서도 수신될 수 있다. 이러한 신호는 민감한 TV나 FM 수신기에 연결된 대형 실외 안테나 시스템을 사용하여 수신되는 경우가 많지만 항상 그런 것은 아니다. 차량의 안테나와 수신기와 같은 소형 안테나와 수신기는 조건이 얼마나 유리한지에 따라 보통보다 더 멀리 방송국을 수신하게 된다.

일반적으로 주어진 영역에서 만족스러운 신호 강도로 제한된 수의 지역 방송국만 수신할 수 있지만, 다른 채널로 튜닝하면 인접 지역으로부터의 신호가 약해질 수 있다. 특히 비정상적인 대기 조건에 의해 강조되는 보다 일관성 있는 강한 신호는 안테나 시스템을 개선함으로써 달성될 수 있다. 취미로서의 TV-FM DX에 대한 관심의 발달은 보다 먼 거리의 신호가 고의 또는 우연히 발견되어, 청취자의 안테나를 개선하고 장거리 텔레비전과 라디오 수신에 적극적으로 나설 목적으로 설치를 받는 것에 대한 진지한 관심으로 이어질 수 있다. TV-FM DX취미는 아마추어 라디오, 중파 DX, 단파 라디오 등 다른 라디오/전자 관련 취미와 다소 유사하며, 월드와이드 TV-FM DX협회와 같은 단체들은 VHF/UHF 텔레비전과 FM 방송 DX의 추가 연구와 즐거움을 조정하고 육성하기 위해 발전하였다.[1]

역사

1936년 런던 405라인 BBC 채널 B1 TV 서비스인 알렉산드라 팰리스가 도입된 후, 곧 텔레비전이 원래 의도된 서비스 영역 밖에서 잘 수신될 수 있다는 것이 명백해졌다.

예를 들어, 1938년 2월 롱아일랜드 리버헤드의 RCA 연구소의 엔지니어들은 실수로 런던 45.0 MHz, 405라인 BBC 텔레비전 서비스의 대서양 횡단 F2 방송을 받았다.

깜박이는 흑백화면(F2 전파의 특징)에는 BBC의 원조 아나운서 중 한 명인 재스민 블라이와 엘리자베스 코웰의 짤막한 촬영이 포함되었으며, 재스민에게도 발표 의무를 공유했으며, 알 수 없는 시대극의 발췌본과 BBC의 방송국 식별 로고가 처음과 끝에 전송되었다. 그날의 프로그램

이 리셉션은 16mm 영화 필름에 기록되었고, 현재 전전의 유일한 생존 사례로 여겨지고 있다.[2]

BBC는 제2차 세계대전이 시작되면서 1939년 9월 1일 일시적으로 방송을 중단했다. 1946년 BBC TV 서비스가 재개된 후, 이탈리아, 남아프리카, 인도, 중동, 북아메리카, 카리브해 등 세계 각지에서 원거리 수신 보고서가 접수되었다.

1940년 5월 미국 정부기관인 연방통신위원회(FCC)가 FM 라디오 방송을 위해 42~50MHz 대역을 정식으로 할당했다. 곧 2,300 km까지 떨어진 거리에서의 FM 신호는 종종 여름 동안 지역 방송국에 방해가 된다는 것이 명백해졌다.

42~50MHz FM 신호는 원래 상대적으로 제한된 서비스 구역만을 커버하기 위한 것이었기 때문에, 산발적인 장거리 신호 전파는 특히 스테이션 관리에 의해 성가신 것으로 여겨졌다.

1942년 2월 FM 매거진에 의해 처음으로 공개된 장거리 FM 방송국 수신 보고서가 보고되었다. 이 보고서는 일리노이 주 몬테레이에서 받은 45.1 MHz W51C 시카고의 자세한 내용을 전했다. 이는 50 [kW] 송신기의 일관된 수신이 보고된 가장 큰 거리인 1,100 마일이다."[3]

1945년 6월에 FCC는 FM이 42– 50MHz기존의 대역에서 88– 108MHz의 대역으로이동해야 한다고 결정하였다 새로운 전후. 1945년과 1946년 FCC 문서에 따르면, 위원회가 88~108MHz 대역에 FM을 배치하기로 결정하면서 고려한 세 가지 주요 요인은 산발적인 E 공동 채널 간섭, F2 계층 간섭 및 커버리지 범위였다.[4]

1950년대부터 1960년대 초까지 DXing Horizons, Popular Electronics, Television Horizons, Radio Horizons, Radio-Electronics와 같은 미국의 인기 전자 취미 정기간행물들을 통해 장거리 텔레비전 보고서가 유포되기 시작했다. 1960년 1월 TV DX 관심사는 로버트 B를 통해 더욱 촉진되었다. 쿠퍼의 정규 DXing 호라이즌 칼럼.

1957년 호주 각지에서 영국의 채널 BBC TV의 리셉션으로 TV DX 세계기록이 1만7,800마일(1만7,400km)까지 연장되었다. 가장 주목할 만한 것은 빅토리아주 멜버른에 사는 조지 팔머가 BBC TV 런던 방송국으로부터 뉴스 프로그램의 시청 가능한 사진과 오디오를 받았다. 이 BBC F2 리셉션은 영화 필름에 녹화되었다.[5]

1960년대 초 영국의 《실용 텔레비전》지는 찰스 라팔이 편집한 정규 TV DX 칼럼을 처음 발행했다. 1970년까지 라팔의 칼럼은 전세계 TV DXers로부터 상당한 관심을 끌었다. 1971년 라팔이 사망한 후 영국 TV DXer Roger Bunney는 월간 칼럼을 계속하였으며, 이 칼럼은 텔레비전 잡지에 의해 계속 게재되었다. 2008년 6월 《텔레비전 매거진》이 폐간되면서, 번니의 칼럼은 36년간의 출판 끝에 막을 내렸다. 버니는 월례 TV DX 칼럼 외에 《마니아 1981》의 장거리 텔레비전 수신(TV-DX)을 포함한 여러 TV DX 서적을 출판하였다. ISBN0-900162-71-6, A TV DXer Handbook 1986 ISBN0-85934-150-X.

대류권 전파

주요 기사: 대류권 전파

대류권 전파는 지구 대기의 가장 낮은 층인 대류권을 약 17km(11마일)의 고도에서 전파 신호가 이동하는 방식을 말한다. 낮은 대기의 기후 조건은 정상보다 더 큰 범위에서 무선 전파를 발생시킬 수 있다. 상층 공기가 낮은 공기보다 따뜻한 상태에서 온도 역전이 발생할 경우, VHF와 UHF 전파를 우주나 지상으로 직선 경로를 따르는 대신 지구 표면 위로 굴절시킬 수 있다. 이러한 "궤도 덕트"는 통상적인 범위를 훨씬 초과하는 800km(500마일) 이상의 신호를 전달할 수 있다.

F2 전파(F2-skip)

주요 기사: F2 전파

F2 층은 지구 표면에서 약 320 km 상공에서 발견되며 지구 쪽으로 전파를 반사할 수 있다. 높은 태양의 흑점 활동 기간 동안 층이 특히 강할 때, FM과 TV 수신은 신호가 대기 층에서 효과적으로 "보운스"되기 때문에 3,000km 이상에서 발생할 수 있다.

산발적 E 전파(E-skip)

주요 기사: 산발적인 E 전파

E-skip이라고도 불리는 산발적인 E는 상대적으로 밀집된 이온화의 패치가 불규칙하게 산란되어 계절적으로 전리층의 E 영역 내에 발달하고 TV와 FM 주파수를 반사하는 현상이며, 일반적으로 약 150 MHz에 이른다. 주파수가 여러 패치를 반사하면 멀티홉 스킵이라고 한다. E-skip은 전파가 그들의 의도된 수신 영역을 넘어 천 마일 또는 그 이상을 이동하도록 허용한다. E-skip은 대류권 도관과 관련이 없다.

산발적인 E를 통해 수신되는 텔레비전과 FM 신호는 매우 강할 수 있으며, 단지 감지 가능에서 과부하까지 단기간 동안 강도의 범위가 다양하다. 편광 전환이 일어날 수 있지만, 단일 홉 산발적인 E 신호는 원래 전송된 편광에 머무르는 경향이 있다. 긴 단일 홉(900–1,500 마일 또는 1,400–2,400 킬로미터) 산발적인 E 텔레비전 신호는 더 안정적이고 상대적으로 다중 경로 이미지가 없는 경향이 있다. 쇼트-스킵(400–800마일 또는 640–1,290km) 신호는 산발적인 E 레이어의 한 부분 이상에서 반사되는 경향이 있어 복수의 영상과 고스팅이 발생하며, 때로는 위상 반전이 발생한다. 이후 산발적인 E 홉이 발생할 때마다 사진 저하 및 신호 강도 감쇠가 증가한다.

산발적인 E는 보통 낮은 VHF 대역 I(TV 채널 2~6)와 밴드 II(88~108MHz FM 방송 대역)에 영향을 미친다. 대표적인 예상 거리는 약 600~1400마일(970~2,250km)이다. 그러나 예외적인 상황에서 고도로 이온화된 에스 클라우드는 밴드 I VHF 신호를 약 560km(약 350마일)까지 전파할 수 있다. I 대역에서 500마일(800km) 미만의 짧은 스킵 에스 수신이 발생할 경우, 예리한 반사각(짧은 스킵)은 낮은 주파수를 선호하고 동일한 이오니의 셸로우 반사각을 선호하기 때문에 이온화된 에스 클라우드가 훨씬 더 높은 주파수(즉 VHF 밴드 3 채널)에서 신호를 반사할 수 있을 가능성이 더 크다.zed 구름은 더 높은 주파수를 선호할 것이다.

극지방 위도에서 산발적인 E는 오로라와 연관된 교란된 자기 조건을 동반할 수 있으며, 오로랄-E라고 불린다.

산발적인 E의 기원에 대해서는 아직 결정적인 이론이 공식화되지 않았다. 산발적인 E의 발생을 11년 태양 흑점 주기와 연결하려는 시도는 잠정적인 상관관계를 제공했다. 유럽에서 태양 흑점 최대값과 ES 활동 사이에는 긍정적인 상관관계가 있는 것 같다. 반대로, 오스트랄라시아에서 최대 태양 흑점 활동과 ES 활동 사이에는 부정적인 상관관계가 있는 것 같다.

시차 전파(TEP)

1947년에 발견된 시차 확산-F(TE) 전파는 432 MHz의 높은 주파수에서 적도를 가로지르는 3,000–5000 마일(4,800–8000 km)의 텔레비전과 라디오 방송국의 수신을 가능하게 한다. 30~70MHz 범위에서 낮은 주파수의 수신이 가장 일반적이다. 태양의 흑점 활성도가 충분히 높으면 최대 108MHz의 신호도 가능하다. 220 MHz 이상의 TEP 신호 수신은 극히 드물다. 송수신 스테이션은 지자기 적도에서 거의 등거리여야 한다.

첫 번째 대규모 VHF TEP 통신은 태양 주기 19가 절정에 있는 1957 – 58년경에 발생했다. 사이클 20의 전성기인 1970년 무렵, 호주와 일본의 라디오 아마추어들 사이에서 많은 TEP 접촉이 이루어졌다. 1977년경부터 사이클 21의 상승으로, TEP에 의해 그리스/이탈리아와 남부 아프리카(남아공과 로데시아/짐바브웨 모두), 중남미 사이에 아마추어 접촉이 이루어졌다.

"오후"와 "이븐잉"은 뚜렷하게 다른 두 종류의 동등한 전달이다.

오후 TEP

오후 TEP는 오전 중후반과 초저녁 시간에 최고조에 달하며 일반적으로 4000~5000마일(6400~8,000km)의 거리로 제한된다. 이 모드에 의해 전파되는 신호는 약 60 MHz로 제한된다. 오후 TEP 신호는 신호 강도가 높고 다중 경로 반사로 인해 중간 정도의 왜곡이 발생하는 경향이 있다.

이브닝 TEP

두 번째 유형의 TEP는 현지 시간으로 1900~2300시간대에 저녁이 되면 절정에 이른다. 신호는 최대 220MHz까지 가능하며 432MHz에서는 매우 드물다. 저녁 TEP는 보통에서 심각한 지자기 교란으로 인해 진정된다. 저녁 TEP의 발생은 오후형보다 높은 태양 활동에 더 많이 의존한다.

2001년 9월 말, 현지시간 2000년부터 2400년까지 일본과 한국에서 최대 220 MHz의 VHF 텔레비전과 무선신호를 북부 영토 다윈 근교에서 야간 시차 전파를 통해 수신하였다.[6]

지구 – 달 – 지구(EME) 전파(문바운스)

1953년부터 라디오 아마추어는 달의 VHF와 UHF 신호를 반사하여 달 통신을 실험하고 있다. 문바운스는 달을 공통으로 관찰할 수 있는 두 지점 사이에 지구상의 통신을 가능하게 한다.[7]

달이 지구로부터 평균 거리는 23만9000마일(38만5000km)이기 때문에 경로 손실이 매우 크다. 전형적인 240dB의 총 경로 손실이 고게인 수신 안테나, 고출력 전송 및 민감한 수신 시스템에 큰 수요를 발생시키는 것을 뒤따른다. 이러한 모든 요인을 관측하더라도 결과 신호 레벨은 노이즈 바로 위에 있는 경우가 많다.

아마추어 무선 연습과 마찬가지로 신호 대 잡음 비율이 낮기 때문에 EME 신호는 일반적으로 협대역 수신 시스템을 통해서만 검출할 수 있다. 이는 TV 신호에서 감지할 수 있는 유일한 측면이 필드 스캔 변조(AM 비전 캐리어)라는 것을 의미한다. 또한 FM 방송 신호는 넓은 주파수 변조를 특징으로 하기 때문에 EME 수신이 일반적으로 불가능하다. FM을 이용한 VHF/UHF EME 아마추어 무선접촉에 대한 게시된 기록은 없다.

주목할 만한 지구-달-지구(EME) DX 수용

During the mid-1970s, John Yurek, K3PGP,[8] using a home-constructed, 24-foot (7.3 m), 0.6-focal-diameter parabolic dish and UHF TV dipole feed-point tuned to channel 68, received KVST-68 Los Angeles (1200 kW ERP) and WBTB-68 Newark, New Jersey via moonbounce. 실험 당시 UHF 텔레비전 채널 68에서 미국에서 작동하고 있는 것으로 알려진 송신기는 단 두 개뿐이었는데, 이는 이 채널이 EME 실험에 선택된 주된 이유였다.

1978년 12월 3일 밤 동안 천문학자 Dr. 우드러프 T. 설리번 3세는 305미터의 아레시보 전파망원경을 이용해 다양한 주파수로 달을 관측했다. 이 실험은 달 표면이 지상 밴드 III (175 – 230 MHz) 텔레비전 신호를 지구로 다시 반사할 수 있다는 것을 증명했다.[9] 아직 확인되지 않았지만, 아레시보 접시 안테나를 사용하여 FM 방송 EME 수신이 가능할 수도 있다.

2002년 물리학자. 토니 만은 EME를 통해 극도로 약한 UHF 텔레비전 캐리어를 성공적으로 감지하기 위해 단일 고게인 UHF 야기 안테나, 저소음 마스트헤드 프리앰프, VHF/UHF 합성 통신 수신기 및 FFT 스펙트럼 분석기 소프트웨어가 있는 개인용 컴퓨터를 사용할 수 있음을 시연했다.[10]

오로어 전파

오로라는 큰 태양 플레어 가능성이 높은 태양 활동 기간 동안 발생할 가능성이 가장 높다. 그러한 분화가 일어날 때, 플레어로부터의 충전된 입자들은 약 하루 후에 도착하는 지구를 향해 소용돌이칠 수 있다. 이것은 오로라를 일으킬 수도 있고 그렇지 않을 수도 있다: 만약 성간 자기장이 같은 극성을 가지고 있다면, 입자들은 효율적으로 지구자기장에 결합되지 않는다. 태양 흑점과 관련된 활성 태양 표면 영역 외에도 강한 태양 바람을 뿜어내는 관상동굴이 재발하는 등 오로라를 일으키는 다른 태양 현상도 있다. 이 충전된 입자들은 지구자기장과 지구를 둘러싸고 있는 다양한 방사선 벨트에 의해 영향을 받고 포착된다. 오로라를 생성하는 상대론적 전자는 결국 지구의 자극으로 침전되어 D, E, F층의 전리권/자기폭풍으로 단파통신(SID)을 교란시키는 오로라가 발생한다. 북쪽을 향한 하늘에서도 다양한 시각적 효과가 보인다 – 적절히 북방 빛이라고 불린다. 남반구에서도 같은 효과가 나타나지만 시각 효과는 남반구 쪽으로 나타난다. 오로랄 사건은 지자기 폭풍의 시작에 의해 시작되고, 그 다음 날이나 그 무렵에 걸쳐서 서브 폭풍의 수가 뒤따른다.

오로라는 수직면에 놓여있는 경향이 있는 반사 시트(또는 미터법 크기의 기둥)를 생성한다. 이 수직 이온권 "커튼"의 결과는 상위 VHF 대역에 신호가 잘 반사되는 것이다. 그 반영은 매우 민감한 측면이 있다. 반사 시트가 극을 향해 있기 때문에 반사 신호가 일반적인 방향에서 도달한다는 것을 따른다. 활성 지역이나 관상동 구멍은 약 27일 동안 지속되어 태양이 회전했을 때 두 번째 오로라를 일으킬 수 있다. 효율적으로 충전된 입자 커플링을 위해 지자기장이 태양과 직각을 이루는 3~4월, 9월, 10월 분분 무렵 오로라가 발생하는 경향이 있다. 오로라에 의해 전파되는 신호는 특징적인 헉(hum) 효과가 있어 영상과 오디오 수신을 어렵게 한다. 통신수신기에서 들린 것처럼 비디오 캐리어는 더 이상 순수한 톤으로 들을 수 없다.

전형적인 라디오 오로라는 오후에 발생하는데, 이것은 몇 시간 동안 강하고 왜곡된 신호를 생산한다. 현지 자정 서브스톰은 보통 약한 신호를 생성하지만, 도플러에 의한 회전 전자의 왜곡은 적다.

최대 200 MHz의 주파수는 오로어 전파의 영향을 받을 수 있다.

유성 산란 전파

유성 산란은 유성의 이온화된 오솔길에서 신호가 튕겨 나올 때 발생한다.

운석이 지구 대기에 부딪히면 E층 높이에 자유전자의 원통형 영역이 형성된다. 이 가늘고 이온화된 기둥은 비교적 길며, 처음 형성되었을 때 텔레비전과 무선 신호를 반사하고 산란시키기에 충분할 정도로 밀도가 높으며, 일반적으로 UHF TV를 통해 25 MHz에서 위로 관측할 수 있다. 결과적으로, 입사 텔레비전이나 무선 신호는 일반적으로 약 1500km의 전통적인 산발적 E 전파에 접근하는 거리까지 반사될 수 있다. 그러한 유성 이온화에 의해 반사되는 신호는 초의 분수에서 극도의 이온화 트레일의 경우 몇 분까지 지속시간이 달라질 수 있다. 이 사건들은 트레일 플라즈마의 전자 라인 밀도(사용 빈도와 관련된)에 따라 과도와 저밀도로 분류된다. 과다한 트레일의 신호는 페이딩과 관련된 신호 부패가 더 길고 물리적으로 이온화된 실린더 표면에서 반사되는 반면, 언더센스 트레일은 짧은 지속시간의 신호를 제공하며, 이 신호는 빠르게 상승하고 기하급수적으로 소멸되며 트레일 내부의 개별 전자로부터 분산된다.

50 - 80 MHz 범위의 주파수는 유성 산란 전파에 최적인 것으로 밝혀졌다. 88~108MHz FM 방송 대역은 유성 산란 실험에도 매우 적합하다. 매우 강한 궤적을 가진 주요 유성우 동안 밴드 III 175 – 220 MHz 신호 수신이 발생할 수 있다.

이온화된 트레일은 일반적으로 더 높은 주파수에 비해 더 긴 시간 동안 낮은 주파수를 반영한다(그리고 더 강한 신호를 생성한다). 예를 들어 45.25MHz에서 8초 버스트가 발생하면 90.5MHz에서 4초 버스트만 발생할 수 있다.

시각적으로 볼 수 있는 일반적인 단일 운석(크기 0.5 mm)의 효과는 송신기에 의해 일반적으로 도달하지 않는 지점에서 짧은 지속시간의 신호의 갑작스런 "폭발"로 나타난다. 지구 대기에 충돌하는 여러 유성의 결합 효과는, 장기 이온화를 제공하기에는 어쩌면 너무 약하지만, 야간 E층의 존재에 기여하는 것으로 생각된다.

산발적인 유성으로부터 RF 반사를 수신하기 위한 최적의 시간은 입자의 속도에 상대적인 지구 속도가 가장 큰 이른 아침 시간이며, 이는 지구의 아침 면에서도 발생하는 유성들의 수를 증가시키지만, 일부 산발적인 유성 반사는 적어도 하루 중 언제든지 수신할 수 있다. 초저녁

매년 발생하는 주요 유성우는 아래에 자세히 설명되어 있다.

유성우 관련 무선 신호를 관측하기 위해, 샤워기의 방사선은 (제안 중간 경로) 수평선 위에 있어야 한다. 그렇지 않으면 어떤 소나기 운석도 전파 경로를 따라 대기에 부딪칠 수 없으며 샤워기의 유성 궤도에서 반사되는 것을 관찰할 수 없다.

위성 UHF TVRO DX

엄밀한 정의로 지상 TV DX는 아니지만, 위성 UHF TVRO 수신은 어떤 면에서 관련이 있다. 예를 들어 위성 신호를 수신하려면 민감한 수신 시스템과 대형 실외 안테나 시스템이 필요하다. 그러나 지상파 TV DX와 달리 위성 UHF TV 수신은 예측하기가 훨씬 쉽다. 22,375마일(36,009km) 높이의 지동기 위성은 시선 수신원이다. 위성이 수평선 위에 있으면 일반적으로 수신할 수 있고, 수평선 아래에 있으면 수신할 수 없다.

주목할 만한 위성 UHF TVRO DX 수신

디지털 모드

디지털 라디오와 디지털 텔레비전도 수신할 수 있지만, 특히 미국에서 요구되는 ATSC TV 표준으로 인해, 절벽 효과로 인한 약한 신호의 수신에는 훨씬 더 큰 어려움이 있다. 그러나, 신호가 강하면 사진이 보증되기 때문에 아날로그 TV보다 식별이 훨씬 쉽다.d가 있으면 소음이 없다. DVB-T의 경우 전체 신호의 세부 정보를 디코딩할 수 없더라도 계층적 변조를 통해 저화질 신호를 수신할 수 있다. 하지만 실제로는 DVB-T 전송이 가장 낮은 채널인 178MHz의 채널 E5이기 때문에 DVB-T E-skip 수신은 훨씬 더 어렵다. 미국의 DTV 전환이 끝날 무렵 아날로그 TV에서 관찰된 독특한 문제는 2009년 6월 현지 아날로그 송신기가 영구 정지된 후 몇 시간 안에 매우 먼 아날로그 방송국을 볼 수 있다는 것이었다. 이는 특히 6월이 VHF에서 DX 수신의 가장 강력한 달 중 하나이며, 대부분의 디지털 방송국이 UHF에 배정되었기 때문에 두드러졌다.

참고 항목

참조

  1. ^ 공식 WTFDA 클럽 웹사이트 웨이백 머신에 2003-06-21 보관
  2. ^ "First Live BBC Recording". Alexandra Palace Television Society. Retrieved April 26, 2005.
  3. ^ "FM Broadcasting Chronology". History of American Broadcasting. Retrieved May 22, 2005.
  4. ^ "FM Radio Finds its Niche". R. J. Reiman. Archived from the original on April 10, 2005. Retrieved May 22, 2005.
  5. ^ "George Palmer – Australian TV DX Pioneer". Todd Emslie's TV DX Page. Retrieved January 29, 2018.
  6. ^ Mann, Tony; Emslie, Todd. "Darwin, Australia VHF DXpedition". Todd Emslie's TV DX Page. Archived from the original on October 27, 2009. Retrieved April 26, 2005.
  7. ^ "Space&Beyond: Moonbounce Advances the State of the Radio Art". ARRL, the national association for Amateur Radio. Archived from the original on April 14, 2005. Retrieved May 5, 2005.
  8. ^ "K3PGP – Experimenters Corner – K3PGP UHF TV reception via EME (1970)". www.k3pgp.org.
  9. ^ "Eavesdropping Mode and Radio Leakage from Earth". NASA CP-2156 Life In The Universe. Retrieved April 26, 2005.
  10. ^ "UHF TV carrier detection by moonbounce (EME)". internal.physics.uwa.edu.au.
  11. ^ "RWT and the History of TVRO". Real-World Technology Ltd. Archived from the original on April 16, 2005. Retrieved April 26, 2005.
  12. ^ "Amateur radio page of Ian Roberts, ZS6BTE". QSL.net. Retrieved April 26, 2005.

외부 링크