Základním matematickým pilířem rádiové aperturové syntézy je Van Cittertův-Zernikeův teorém. Komplexní koherence (viditelnost $V$) pole záření mezi dvěma anténami $i$ a $j$ je prostorovou Fourierovou transformací jasové distribuce zdroje na obloze $I(l, m)$:

kde:

• $(l, m)$ jsou směrové kosiny na nebeské sféře vztažené k fázovému centru.
• $(u, v)$ jsou prostorové frekvence – souřadnice vektoru báze spojujícího dvě antény, promítnuté do roviny kolmé ke směru zdroje a vyjádřené v jednotkách pozorovací vlnové délky $\lambda$:

Inverzní Fourierovou transformací nasamplované $(u, v)$ roviny získáváme syntetizovanou mapu jasu zdroje (tzv. dirty map):

kde $W(u, v)$ je vzorkovací funkce bází. K odstranění bočních laloků způsobených neúplným pokrytím $(u, v)$ roviny se používají dekonvoluční algoritmy jako CLEAN (Högbom) nebo metody maximální entropie (MEM).

Observatoř ALMA operuje na plató Chajnantor ($5050\text{ m n. m.}$, $23^\circ 01'\text{S}$, $67^\circ 45'\text{W}$). Sloupec srážitelné vodní páry (Precipitable Water Vapor – PWV) zde pravidelně klesá pod $0,5\text{ mm}$, což minimalizuje atmosférický útlum $\tau_\nu$.

Pole sestává z:

• 50 antén o průměru $12\text{ m}$ tvořících hlavní pole 12m Array.
• 16 antén tvořících pole Atacama Compact Array (ACA / Morita Array: čtyři 12m antény a dvanáct 7m antén) pro měření nízkých prostorových frekvencí a rozlehlých struktur.

Plocha parabolických antén má povrchovou přesnost rms lepší než $20,\mu\text{m}$. Detektory využívají supravodivé přechody izolant-supravodič (SIS směšovače na bázi niobu) chlazené uzavřeným kryochladičem s kapalným heliem na $4\text{ K}$, které pracují v kvantově limitovaném šumu ($T_{\mathrm{sys}} \approx h\nu / k_B$).

EHT sdružuje celosvětovou síť radioteleskopů pracujících na frekvenci $230\text{ GHz}$ ($\lambda = 1,3\text{ mm}$):

• ALMA a APEX (Chile)
• IRAM 30m a NOEMA (Evropa)
• JCMT a SMA (Havaj)
• SMT (Arizona)
• LMT (Mexiko)
• South Pole Telescope (Antarktida)
• GLT (Grónsko)

Efektivní rozlišení sítě je dáno maximální délkou báze $B_{\mathrm{max}} \approx 10,700\text{ km}$:

Data z každé stanice jsou digitalizována rychlostí $64\text{ Gb/s}$, označena časovými značkami z vodíkových maserů (stabilita $10^{-15}$) a zaznamenávána na pole pevných disků helium-filled HDD. Korelace probíhá na superpočítačích v Max Planck Institutu v Bonnu a observatoři Haystack MIT.

Průměr stínu černé díry je podle obecné relativity dán poloměrem fotonové sféry:

kde $R_s = \frac{2GM}{c^2}$ je Schwarzschildův poloměr. Naměřený úhlový průměr stínu $M87^*$ činí $42 \pm 3,\mu\text{as}$, což odpovídá hmotnosti černé díry $M = (6,5 \pm 0,7) \times 10^9,M_\odot$ ve vzdálenosti $16,8\text{ Mpc}$.