一：觀測難度更大
Sgr A* 位於銀河系中心，距離地球約26,000光年(註1)；M87則是室女座的巨型橢圓星系，距離地球約5,500萬光年。雖然 Sgr A* 比 M87 距離地球近得多，但相比下觀測 Sgr A*卻更困難。
從上面的立體示意圖可見，觀測 SgrA*時需向銀河系內看，光已經過了銀河系盤面，受較高密度的星際物質影響；而觀測M87時向銀河系外/上看，路徑直接穿出銀河系盤面，光只經過了星際間較低密度的星際物質。
當光穿過星際物質時，會發生 散射 Scattering 的現象。光會受到離化粒子（如電子）影響偏離它原有軌跡，「一點光」會因而變為「一團光」。觀測Sgr A* 就好像是在拍攝霓虹燈前的螢火蟲，背景過多的雜訊使主體亦難以被看見。科學家需要把收集的數據除去散射的影響後，才能還原真實的黑洞樣貌，但過程中難免會有失真。
二：成像難度更大
M87跟Sgr A*都是會旋轉的黑洞。當黑洞旋轉時，其外沿的結構會隨時間改變。而我們稱需察覺其改變的時間為變異時間尺度 Variability timescales ，數值界於4 π tg 至 ～29.4 π tg之間（ tg ≡ GM/c³）。
M87的重量為65億M☉(註2)，而Sgr A* 的重量則為400萬 M☉，比M87輕多於1,500倍。代入算式可得出M87的變異時間尺度為約5日至1個月，而Sgr A* 則只有約4至30分鐘。M87較長的時間尺度確保了它在每次拍攝中都是不變的，但Sgr A*卻會在拍攝期間不斷變動，以致拍攝到的每張照片都不同。
由於每次拍下的 Sgr A* 照片都不同，我們只能像盲人摸象般看到局部的真實。為了解決這個問題，科學家用了很長時間來製作計算模型，以類似「求平均值」的方式，製成最終代表性的圖像。
以拍攝雪山為例，為了減低環境對照片的影響，我們可以選擇在不同條件下(例如不同時間、天氣等)都為其拍下一張照片，以合適的比例合成為一張照片。在保留共通點及褪走相異後，影像即更為接近真實。
使用 EHT 觀測黑洞，就像是在辨識一首使用缺鍵的鋼琴彈奏的歌曲，在缺漏處能存在無數可能性。如何才能正確地填滿缺失，便成為了一個難題。EHT 的團隊則把收集回來的觀測數據，以不同演算方式模擬出儘量多的影像，然後按照其特徵分類。當中三類的相片都呈現了環狀的結構，僅極少的影像沒有出現非常清晰的環狀，很大程度上確定了 Sgr A* 的環狀外型。
然而，「平均化」這個方案亦不是天衣無縫的，最大的壞處就是會模糊了影像。例如，按照都卜勒效應 Doppler effect ，吸積盤發出的光子接近地球時，我們觀測到的波長會變短、亮度會變光，反之亦言。我們可以在M87上清晰地看到向地球方向旋轉的半條亮環，而在Sgr A*上卻只能看到三個光點，難以只依靠最終相片分辨Sgr A*的旋轉方向。
三：進一步驗證廣義相對論
不論是較輕的Sgr A*還是較重的M87，不同質量的黑洞都共同展現了環狀的結構，它們的特徵極度符合廣義相對論對Kerr metric 克爾度規 （一種會旋轉的黑洞）的描述。例如上面提到，Sgr A*黑洞「看起來」約為52μas。而影像中光環的角直徑則為 51.8 ± 2.3 μas ，極為接近理論值，再次驗證廣義相對論在描述引力方面的有效性。
四：與世人有何關係？
印證廣義相對論的確不像耶倫發表的言論般，會突然重大影響經濟市場；亦未必像藝術品般長久觸動人心。許多人甚至沒有聽過廣義相對論，然而它卻應用在我們每天都會用到的全球定位系統。隨着EHT的精進及其他技術的發展，未來必定能讓大家一睹黑洞的真貌。更清晰的相片亦有助科學家去進一步驗證廣義相對論，又或可以將理論推而廣之，尋找到那描述宇宙的終極理論，推進人類社會的發展。
註1： 光行走一年的距離，約為9.46兆公里。
註2： M☉ 為一個太陽質量，約為2×1⁰³⁰ 公斤。
參考論文：
First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. VI. Testing the Black Hole Metric
First M87 Event Horizon Telescope Results. V. Physical Origin of the Asymmetric Ring
By 臨狼 20220615
