Doeleman的身材修长，有着跑步者的身形。他大步跑出房间，然后冲下楼梯，跑进了安装着记录器的房间。几分钟后，大口喘着气的他又回到控制室，坐在自己的电脑前敲入了一串指令，嘟囔着一些我听不懂的高科技词汇。结果让人舒了一口气—记录器显示，它已经进入工作状态了。

3个阵列仅仅是一个开始。从2007年起，Doeleman和他的同事们就开始操作同样的射电望远镜网络。当他们把阵列指向银河系的中心，观察“视界规模结构”的时候，一个模糊未知的天体在显示器上出现了，它的大小与之前预计的人马座A*的尺寸相吻合—一个质量为太阳400万倍、位于银河系中心的黑洞。此后，在同事的鼓舞下，Doeleman认为，观测银河系中心更深的位置，深到足够让他们拍到一张人马座A*边缘的照片，并非像听起来那样不可能。每年探测器的越灵敏都在提高，数据存储和处理的成本也从未像今天这么便宜。如果能够把合适的望远镜放入他的系统里，那么拍到一张人马座A*的照片就会如Doeleman所说的，“完全可行。”

在未来几年里，Doeleman和他的合作伙伴们会将几十台全世界最先进的射电天文望远镜集合到一起，打造“人类历史上最大的望远镜”—虚拟碟形天线的尺寸与地球相仿，分辨率为哈勃望远镜的2000倍。不过今晚操作视界望远镜的天文学家们有只有一个小目标：收集尽可能多的人马座A*的光线并研究其极性，以了解黑洞的磁场。如果一切正常的话，天文学家最终可以通过全尺寸视界望远镜—其分辨率高到足以让人们看到4800千米以外一块石英表上的日期—看到一个天体的轮廓。至于它本身，那是无法看到的。

在爱因斯坦1915年发表了广义相对论后，物理学家们立即开始试图用他的方程式去解释宇宙的真实运行方式，德国天体物理学家Karl Schwarzschild就是其中之一。第一次世界大战时，在战壕里工作的他找到了一种方法来计算在一个理想正圆形天体周围的空间-时间曲率。他写信告诉爱因斯坦自己的算法。1916年1月，在柏林举行的一个研讨会上，爱因斯坦代他发表了这一算法。4个月之后，Schwarzschild在东部战线因病去世。

爱因斯坦被Schwarzschild的算法所深深吸引，但是他反对其中的一个猜想—一个密度足够大的恒星会因自己的引力塌陷而形成一个体积无限小、密度无限大的质点。爱因斯坦认为，Schwarzschild忽略了一些会阻碍这种内爆的因素。当时，很多杰出的科学家都赞同爱因斯坦的说法。黑洞，正如它的名字一样，违反了太多我们所认知的宇宙运行规则。加州理工学院的理论物理学家Kip Thorne认为它是“20世纪一个广泛流传、几乎家喻户晓的理论障碍”。

然而在之后的几十年里，科学家们逐渐认识到，Schwarzschild的观点是正确的。1939年，物理学家Robert Oppenheimer(他后来曾领导曼哈顿计划)在研究广义相对论20多年以后，在Schwarzschild研究的基础上建立了一个极有说服力的例证：某些恒星在耗尽了自己的原子核燃料之后，会因自身的重力而塌陷。上世纪50年代，美国和前苏联科学家在利用计算机模拟氢弹爆炸时，分别独立用最复杂的数学公式证明了：当一颗质量足够大的恒星死亡时，内爆是不可避免的。

上世纪60年代，当天文学家们查找关键证据的时候，他们发现黑洞不只是一个数学概念，而是真实存在的。例如，除了巨大的黑洞，其他任何物质都不能使类星体发光。其中的某些类星体位于可观测的宇宙边缘，正是这些类星体构照亮了成百上千的星系。上世纪90年代，天文学家发现，位于银河系中心附近的星体正以每小时几百万千米的速度在轨道上运行，而这种现象只有在它们绕黑洞运行时才可能发生。