第一种、也是最重要的一种方法和今天的视界望远镜的原理相同—通过连接多个在地理位置上间隔较大的射电望远镜来创造一个干涉仪，干涉仪进而可以将各地射电望远镜的信号波收集并叠加起来，最后形成一股更强的新信号波。上世纪60年代早期，美国国家射电天文观测站刚刚在弗吉尼亚州西部的格林班克落成，天文学家们就把包括它在内由两座观测站组成的干涉仪指向了银河系中心。1966年，在观测相对低频电磁信号的时候，他们接收到了今天所知的人马座A*发出的第一组信号。当时仪器的分辨率较低，无法进行有实质意义的观测。8年之后，格林班克的天文学家获得了更好的观测条件，这让他们能够观测到在银河系中心密度极大、极光亮的地方发出的高频电磁波。他们发现，某些类似于陀螺的物质正在银河系中心旋转，而银河系的其他部分正在围绕它运行。其中一名天文学家在8年后将这部分物质命名为人马座A*—当我们从地球上看去时，它位于人马座的中心。

在那之后，更灵敏、功能更强大的探测器和电脑让射电天文学家能够用更高频率的电磁波、以更高的清晰度观测银河的中心。波长更短、频率更高的辐射能够提供更高的分辨率。更重要的是，由银河系中心最极端环境—视界的边缘—所发出的辐射更趋向于非常高的频率。当波长大于2毫米时，观测银河系中心就像“从结霜的浴室玻璃向外看”。Doeleman说，而当波长小于等于1毫米时，“结霜的玻璃就会奇迹般地变得清晰”。

　　未来世界各地的碟形天线网络

为了捕捉到那些1毫米波，天文学家需要跋山涉水。大气中的水蒸气会阻碍1毫米波的通过，因此高频射电望远镜都设在大气干燥而稀薄的位置(比如莫纳克亚火山)，这里有利于1毫米波的顺利通过。目前，位于海拔5000米处智利阿塔卡玛沙漠(世界上最干燥的沙漠)中的大型毫米波阵列天文台(ALMA)正在建设之中。

ALMA很快将成为世界上最强大的射电望远镜阵列，它有望于2015年加入EHT阵列。一旦它加入进来，将成为Doeleman跨越全球的望远镜阵列中至关重要的一站。即便有了ALMA的帮助，为了获得观测人马座A*的事件视界所需要的数据收集能力，EHT仍然需要两个、甚至更多的望远镜。EHT的工作人员还需要更新每个观测站的设备，包括目前在Haystack研究所效力的记录器。未来，它记录数据的速度将是目前速度的8倍。在这些工作完成后，他们的望远镜必须能收集到足以形成一幅图像的数据。

就像其他射电望眼镜所生成的图像一样，这幅图像将会是一幅由天空碎片组成的地图—每个像素都代表了来自宇宙模糊区域的辐射强度。获取数据需要一个晚上，而汇总数据需要几个晚上。最后，一幅完整的图像将呈现在人们面前。

理论学家们已经使用超级电脑预测了这幅图片的样子。如果黑洞是平静的，望远镜就会看见在黑色圆盘的四周，有一圈淡淡的光晕，就像日蚀一样。圆盘的一边可能包含着一团光，那是一个热点，一团围绕着“事件视界”运行的共生物质。如果人马座A*被发现的时候正在捕获并吞噬某些巨大的物质云，那么它看上去将会像一团火球。