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多天体光纤光谱技术中，光纤应当将望远镜在焦面上形成的天体的像的能量有效地传输到光谱仪的狭缝中。
来自物镜的会聚光束具有丰富的角谱。全面探测角谱以及天体目标的像场分布，就可获得目标的空域信息。用光纤接收望远镜对无穷远点光源（例如恒星）的像，首先要求光纤的接收角2θ0大于望远物镜的孔径角2u′，参见下图。以LAMOST望远镜为例，F=5，相当于u′=1/2F=0.1（=5.7°），光纤的数值孔径的典型值NA=0.22（≈12°），θ0＞u'，用光纤接收传输望远镜的像是合适的。其次，天体的像很暗淡，其能量非常宝贵，必须用芯区尺寸足够大的多模光纤才能有效、全面地接收、传递像的信息，即要求光纤芯径2a大于天体的像。通常用角分辨率φ来衡量PSF。PSF本身是弥散斑，并没有明确的边界。φ有各种定义，通常取像的光强下降到中心最大值一半处的角度，即半峰全宽值δ=FWHM，对应的线度记为δ。
由于设计制造误差、望远镜结构自重变形和大气扰动，天体像的弥散很严重，PSF比衍射极限像大得多，其弥散的特征线度称为“大气视宁度”。夏威夷天文台望远镜的大气视宁度（角分辨率）φ=0.5″，而LAMOST望远镜（焦距f=20m）的大气视宁度φ达2″，对应的δ≈200μm。
单纤光膜（SMF）的芯区直径d＜10μm，相当于φ=0.1″，显然不适用。而LAMOST望远镜所用的多模光纤（MMF）芯区直径d=320μm，相当于φ=3.3″，比较完全地覆盖了PSF。综合以上两项因素，从20世纪80年代起，多模光纤就普遍运用于天体像的接收。
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