什麼是「連線」？
對格陵蘭望遠鏡來說，連線的意思是它要和其他望遠鏡相連在一起。
格陵蘭望遠鏡可以是「陣列式望遠鏡」的一部分，而且實際上，陣列式望遠鏡成員彼此間的距離往往是隔海跨洲的遠，譬如：A在歐洲的阿爾卑斯山、B在太平洋夏威夷島、C在南美洲墨西哥、D在智利高原......但在天文學家的使用上來說，它是一個巨大的望遠鏡，至於望遠鏡口徑有多大，是由「基線」長度來定義，「基線」就是兩個望遠鏡之間的最遠距離，基線可以大如地球。
要怎麼想像為什麼可以有這種有地球那麼大的望遠鏡呢？可以這麼想，假設現在電波望遠鏡的鏡面已經破了，只剩下其中幾片，但如果這幾片碎片彼此間仍保留著和原本沒破的望遠鏡一樣的物理組態關連，那麼它們彼此就會還保持著同步，有相關性，意思是說光（的波前）會很精確地在同一時間點上抵達個別「單元」（所謂的每個「單元」，意思等於一片「碎片」）。這種「同步」或是說「相關性」也意味著－－影像雖然不清晰但還沒爛到我們無法把它重建的程度。要是把望遠鏡予以電子化相連──這種相連的方式，可以在現場直接用光纖來做，也可以稍後用數位技術達成──無論如何，只要把所有「相」的延遲都修正好，影像的重建就可以完成，這種技術叫做「孔徑合成」，就好像在重建原本的望遠鏡鏡面一樣。當然鏡面碎片要是遺失太多的話，難免會有些誤差，但這部分透過技術可以補救。
EHT_SgrA_uv.mov連線怎麼做？
我們要先找個很亮很亮的星星，天文學上稱為校正源，譬如「類星體」就可以擔任這樣的任務；如果選的是個點狀光源，要是連線成功的話，所有連線起來的望遠鏡會同時得到一個訊號峰值，那就是連線成功了，如果選的光源不是點狀的，我們會按照它的結構偵測到訊號。這個連線成功的證據，有個專門的名字就是「干涉圖形」（在英文裡這叫做 fringe，意思是"條紋"，請參考下圖及圖說。要是兩個望遠鏡連線成功的話，就會出現條紋/fringe/干涉圖形，這個干涉圖形除了會隨地球自轉而改變以外，由於望遠鏡位處於不同地理位置，所以光源出現在天空中的位置也不盡相同，那這些資料，也都可以用來協助校正檢驗。
