Como no es posible construir un telescopio del tamaño de la Tierra, se emplea una técnica conocida como interferometría de base muy larga (VLBI, por sus siglas en inglés), la cual consiste en registrar las señales en telescopios ubicados en diferentes sitios de la Tierra. Si se conocen la hora exacta en que se registra un dato con precisiones de entre 2 y 50 millonésimas de segundo– y la distancia entre cada estación de observación, es posible compensar las diferencias debidas a la curvatura convexa de la Tierra e, incluso, construir una curvatura artificial a la inversa -cóncava- para formar el EHT.

Para poder obtener la imagen de los alrededores del agujero negro de M87, la señal de luz o radiación electromagnética (EM) se debe convertir en una señal eléctrica analógica y, posteriormente, en una señal digital. El siguiente paso es almacenar la información, combinarla con la información de los otros telescopios alrededor del mundo, aplicar algoritmos avanzados de limpieza y filtrado de los datos.
         La radiación EM que emite la materia que circunda el agujero negro, atraviesa diferentes medios que modifican sus características, absorben algunas longitudes de onda, dispersan otras y dificultan progresivamente su detección. La luz pasa por la sopa de protones y electrones súper calientes –conocidos como plasma- que se mueven a velocidades cercanas a la de la luz alrededor del agujero negro. Posteriormente, la radiación EM viaja los 53.5 millones de años luz que nos separan, interactuando con el medio intergaláctico. Al llegar a la Vía Láctea pasa a través del gas y polvo del medio interestelar, modificando una vez más sus características y debilitándose, ya en la Tierra, las moléculas de la atmósfera absorben una gran parte de la radiación electromagnética y dificulta aún más su detección.
         Los medios por los que pasa la radiación EM se comportan como filtros que atenúan fuertemente la mayoría de las longitudes de onda, por fortuna, en la banda de 1.3 mm o 230 GHz se tiene una menor absorción. Además, en esta longitud de onda, la resolución angular de un telescopio del tamaño de la Tierra (12,000 Km de diámetro) es 22.3 microsegundos de arco, el tamaño justo para resolver el tamaño calculado del horizonte de eventos que es de 50 microsegundos de arco.
         Al llegar a los telescopios que forman el EHT, la radiación se concentra con las superficies primarias de las antenas, el primer punto de contacto de la radiación con el telescopio, y se redirige hacia un instrumento receptor, que fue desarrollado para este proyecto, cuyo propósito es convertir la señal de radiación EM que viaja por el espacio en una señal eléctrica analógica que se transmite a través de cables coaxiales.
         El receptor de esta señal eléctrica análoga se encuentra dentro de una cámara criogénica enfriada a -270°C para reducir el ruido en los componentes electrónicos. En ésta se realizan varios procesos a la señal: primero se mezcla con otra señal EM de 226 GHz generada por un oscilador local –a este proceso se le conoce como heterodinaje y se efectúa dentro de un mezclador- a su salida se coloca un transductor que convierte la señal EM en una señal eléctrica con una frecuencia de 4 GHz que conservan la amplitud y la fase de la señal EM del telescopio. Debido a la intensidad, extremadamente pequeña, la señal eléctrica se amplifica miles de veces para ser detectable.
         Al salir de la cámara criogénica del receptor, la señal analógica se divide: El 10% se envía al sistema de control de la antena del GTM, el cual se emplea para enfocar el telescopio y asegurarse que se está apuntando al agujero negro. El otro 90% va al proceso de digitalización.
         La frecuencia de la señal de 4 GHz aún es alta para digitalizarse, por lo que se usa un divisor de frecuencias que la separa en dos canales, el canal A de 0 a 2 GHz y el canal B de 2 a 4 GHz. En este último se mezcla con una señal de radio de 2 GHz para reducir su frecuencia y, así, obtener dos bandas simultáneas de 0 a 2 GHz.
         Para la digitalización se usan dos tarjetas –convertidor de análogo a digital (ADC, por sus siglas en inglés)–, una por canal, capaces de tomar 4000 millones de mediciones por segundo. Las tarjetas se controlan con sistemas de cómputo abierto de arquitectura reconfigurable (ROACH 2, por sus siglas en inglés), y en cuyo núcleo se encuentra un arreglo de compuertas programable en campo (FPGA, por sus siglas en inglés), de medio millón de compuertas lógicas programables. El flujo de información o señal digital que sale de las tarjetas digitalizadoras es de 4,000 megabits por segundo (Mbps), como comparación, la señal de TV con resolución 4K es de 25 Mbps. Tras la digitalización, las tarjetas ROACH 2 envían la señal digital a un arreglo de discos duros MARK 6.
         Los MARK 6 son equipos que almacenan información de interferometría, capaces de transmitir flujos de datos de hasta 8,000 Mbps, repartiendo la señal digital en un arreglo de ocho diferentes discos duros de alto desempeño, estos tienen dentro una atmósfera de helio para reducir el consumo de energía en 20% y la tasa de fallas por calentamiento de los componentes electrónicos. Cada telescopio que participa en el EHT tiene un receptor similar y, al menos, cuatro discos duros MARK 6.

Los discos duros de todos los telescopios se envían al observatorio MIT Haystack en Massachusetts donde combinaron sus señales. A este proceso se le conoce como correlación y, además de aplicarla para reconstruir la imagen del material circundante del agujero negro, se emplearon otros algoritmos para filtrar los datos, por ejemplo, se eliminaron las contribuciones de ruido y atenuación que se generan en los diferentes medios por los que atraviesa la radiación electromagnética en el espacio, el telescopio y el receptor.

El proyecto EHT, no sólo integró el telescopio más grande jamás usado en toda la historia, también materializó varias innovaciones tecnológicas, operativas y de logística, incluso, el clima jugó un papel importante para obtener la primera imagen de la sombra de un agujero negro.
         Gracias a la imagen resultante, se sabe que la materia alrededor de agujero negro se comporta justo como la Teoría General de la Relatividad predice que lo haría. Esto no sólo prueba que Einstein tenía razón cuando formuló su teoría, sino que las hipótesis de muchos análisis que tienen su fundamento en ésta, fueron edificadas sobre una base científica firme y, ahora, probada experimentalmente.

El EHT es una de las herramientas de observación más poderosas con las que se cuenta actualmente.  Se espera que evolucione a longitudes de onda más cortas para aumentar su resolución espacial y mejore la comprensión que tenemos de lo que ocurre alrededor de los agujeros negros y otros objetos y fenómenos que aún son un misterio.