thumb|300px|Hubble Deep Field - det fjerneste, kendte område af universet
Hubble Deep Field (HDF, dansk oversættelse: Hubbles dybe område) er betegnelsen for et lille område af universet, af hvilket der er skabt et billede på grundlag af en række enestående observationer ved hjælp af Hubble-rumteleskopet. Området er beliggende i stjernebilledet Store Bjørn og fremtræder mørkt og upåfaldende på himlen. Det dækker et meget lille areal på kun 15 bueminutter i tværsnitHubblesite.org , hvilket svarer til vinkelstørrelsen af en tennisbold, set på en afstand af 100 m. Billedet af området blev sammensat af 342 selvstændige optagelser, taget med rumteleskopets Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) i løbet af de ti på hinanden følgende dage mellem 18. og 28. december 1995.
Området er så lille, at der optræder ganske få forgrundsstjerner fra Mælkevejen i det. Derfor er næsten alle de 3.000 objekter i billedet galakser, hvoriblandt nogle er blandt de yngste og fjerneste, som kendes. Ved at afsløre et så stort antal meget unge galakser er HDF-billedet blevet en milepæl i studiet af det tidlige univers, og det har givet anledning til næsten 400 videnskabelige afhandlinger, siden det blev skabt.
Tre år efter de oprindelige HDF-observationer fotograferedes et område af den sydlige himmelkugle på samme måde og fik navnet Hubble Deep Field syd. Billederne af de to områder udviser stor lighed og støtter derved antagelsen om, at universet er ensartet på stor skala, og at Jorden befinder sig i et typisk område af det (det såkaldt kosmologiske princip). I 2004 sammensattes et billede med endnu større dybde, kendt som Hubble Ultra Deep Field (HUDF), på grundlag af observationer over 11 dage. HUDF-billedet er det dybeste (mest følsomme) astronomiske billede, som nogensinde er fremstillet ved bølgelængder i det synlige område.
Ideen thumb|left|300px|Installation af korrigerende optik forbedrede dramatisk Hubbles evne til at tage billeder, og opmuntrede derved til at forsøge at skabe billeder med stor dybde af meget fjerne galakser.
Et af de vigtigste mål for de astronomer, som udformede Hubble-rumteleskopet, var at kunne benytte dets store optiske opløsning til at studere fjerne galakser med en detaljerigdom, som ikke kan opnås fra jorden. Da teleskopet er placeret over jordens atmosfære, undgår Hubble forstyrrelser fra dennes lys og giver mulighed for at tage bedre billeder i det synlige og ultraviolette område, end det hidtil har været muligt på grund af observationsbegrænsningerne ved de jordbaserede teleskoper (hvor det dog ventes, at fremskridt i justerbar optik vil kunne betyde, at 10 m jordbaserede teleskoper kan konkurrere i det synlige område). Skønt det efter rumteleskopets opsendelse i 1990 viste sig, at dets spejl var fejlslebet og gav sfærisk aberration, kunne det stadig benyttes til at tage billeder af fjernere galakser, end det har været muligt tidligere. Eftersom lyset bruger milliarder af år for at nå Jorden fra disse meget fjerne galakser, ser vi dem, som de var for milliarder af år siden. Ved at trænge længere ud i universet opnås derfor en dybere forståelse af, hvorledes galakserne udvikler sig.
Da den sfæriske aberration var blevet korrigeret ved rumfærgens mission STS-61 i 1993, benyttedes den nu fremragende billedkvalitet til at undersøge stadig fjernere og lyssvage galakser i programmet Medium Deep Survey (MDS). I dette program benyttedes WFPC2 til at fotografere tilfældige områder i stor dybde, mens andre instrumenter benyttedes til planlagte observationer. Samtidig fokuserede andre programmer på galakser, som allerede var kendt fra jordbaserede observationer. Alle disse undersøgelser afslørede væsentlige forskelle i egenskaber mellem nutidens galakser og de, som fandtes for adskillige milliarder år siden.
I omkring 10% af observationstiden er Hubble-funktionerne reserveret til og tildeles af projektets direktion (DD-tid). Denne tid gives sædvanligvis til astronomer, der ønsker at undersøge uventede, kortvarige fænomener som f.eks. supernovaer. Da udbedringen af Hubbles optik viste sig at fungere godt, besluttede Robert Williams, der da var direktør for Space Telescope Science Institute, at hellige en betragelig del af sin DD-tid i 1995 til at undersøge fjerne galakser. En speciel, rådgivende komite ved instituttet anbefalede at udnytte WFPC2 til at fotografere et "typisk" område af himlen ved høj galaktisk bredde og med brug af adskillige optiske filtre, og der nedsattes en arbejdsgruppe til at udvikle og gennemføre projektet.
Valg af observationsområde
right|thumb|300px|HDF ligger i centrum af dette billede, der er en grad i tværsnit, og det fremgår, at denne del af himlen er helt "gennemsnitlig" og uden bemærkelsesværdige objekter.
Det område, hvor disse observationer skulle ske, skulle opfylde adskillige kriterier. Som nævnt skulle det ligge på høj galaktisk bredde, fordi observationer af fjerne galakser i et plan for tæt på Mælkevejens skive hindres af interstellart og ekstragalaktisk kosmisk støv og skyggende stof. Desuden skulle området være fri for stærke lyskilder (som nærliggende stjerner) og for kilder til udsendelse af stråler i bølgelængderne i det infrarøde og ultraviolette område samt røntgenstråling. Derved ville det nemlig blive muligt at benytte disse mange bølgelængder til senere undersøgelser af objekterne i området. Endelig skulle dette endelig også have en lav værdi af den baggrundsstråling, som kaldes infrarød cirrus, som er en diffus, ujævn infrarød stråling, som menes at stamme fra varme støvpartikler i ellers kolde hydrogengasskyer (H I-regioner).
Disse kriterier begrænsede de mulige områder betragteligt, og det besluttedes yderligere, at det skulle ligge i den zone, som tillader Hubble uafbrudt observation, kaldet CVZ (efter engelsk: Continuous Viewing Zone). Det er de områder på himlen, som ikke formørkes af Jorden eller Månen under Hubbles kredsløb. Arbejdsgruppen koncentrerede sig desuden om den nordlige CVZ, hvor teleskoper på den nordlige halvkugle som f.eks. i Keck Observatoriet på Hawaii og det store radioteleskop VLA i USA kunne foretage opfølgende observationer.
Fra de først udvalgte tyve områder, som opfyldte alle kriterierne, udvalgtes tre optimale kandidatområder, alle beliggende i stjernebilledet Store Bjørn. Et af disse blev forkastet, da det viste sig, at det rummede en tydelig radiobølgekilde, og det endelige valg mellem de to sidste blev truffet på grundlag af forekomsten af ledestjerner nær området. Hubble-observationer kræver normalt tilstedeværelse af et par nærliggende stjerner, hvortil teleskopets fintmærkende retningssensorer kan "låses" under en optagelse, men vigtigheden af HDF-observationerne fik arbejdsgruppen til at lægge vægt på et ekstra sæt ledestjerner. Det område, som herefter blev valgt, har rumkoordinaterne: rektascension 12t 36m 49,4s deklination +62° 12′ 48″ The Hubble Deep Field – coordinates. thumb|left|200px|HDF ligger i den nordlige zone af Hubbles vedvarende observationsområde, som det fremgår af dette diagram.
Observationer
Da området var valgt, bestod næste opgave i at udvikle en observationsstrategi. En vigtig beslutning på dette område var at fastlægge, hvilke optiske filtre, der skulle anvendes. WFPC2 er udstyret med 48 filtre, fra filtre med snæver båndbredde, som kan isolere særlige emissionslinjer af astrofysisk interesse, til bredbåndsfiltre som er nyttige ved undersøgelse af stjerners og galaksers farve. Valget af filtre til HDF afhang af det enkelte filters ydeevne, forstået som den totale andel af lys, som det lader passere, samt af den til rådighed værende spektrale dækning. Filtre med snævre frekvensområder, der mindst muligt overlappede andre, var at foretrække.
Det endelige valg omfattede fire bredbåndsfiltre, centreret omkring bølgelængder på henholdsvis 300 nm (nær-ultraviolet), 450 nm (blåt lys), 606 nm (rødt lys) og 814 nm (nær-infrarødt). Eftersom kvanteeffektiviteten (QE) af Hubbles detektorer er ret lille ved 300 nm, består observationsstøjen ved denne bølgelængde først og fremmest af CCD-sensor-støj frem for støj fra himmelbaggrunden. Observationer med dette filter kunne derfor foretages på tidspunkter, hvor stor baggrundsstøj ville have mindsket effektiviteten af observationer i de øvrige frekvensområder.
Billeder af det udvalgte område med brug af de udvalgte filtre blev taget over ti på hinanden følgende dage, hvorunder Hubble gennemførte omkring 150 jordomkredsninger. Den samlede eksponeringstid ved de forskellige bølgelængder var: 42,7 timer med 300 nm, 33,5 timer med 450 nm, 30,3 timer med 606 nm, 34,3 timer med 814 nm.
Optagelserne blev fordelt på 342 individuelle eksponeringer for at forhindre skader på billederne fra den kosmiske stråling, som giver lyse striber, når den rammer CCD-detektorer.
Databehandling
thumb|right|300px|En sektion af HDF med en bredde på omkring 14 buesekunder i hver af de fire bølgelængder, som blev brugt til at give det endelige billede: 300 nm (øverst til venstre), 450 nm (øverst til højre), 606 nm (nederst til venstre) og 814 nm (nederst til højre). Fremstillingen af det endelige, sammensatte billede ved hver bølgelængde var en kompleks proces. Lyse pixels, som var opstået ved indtrængen af kosmisk stråling under eksponeringen, blev fjernet ved at sammenligne med eksponeringer af samme længde foretaget efter hinanden for at identificere de pixels, som var ramt. Spor af rumaffald og kunstige satellitter fandtes i de originale billeder og blev omhyggeligt fjernet.
Spredt lys fra Jorden fandtes på omkring en fjerdedel af optagelserne. Det blev fjernet ved at matche det belyste billede med et af de ubelyste, justere dem til helt samme position og trække dem fra hinanden. Det resulterende billede kunne så udjævnes og trækkes ud fra den belyste optagelse. Denne fremgangsmåde fjernede næsten alt spredt lys fra de påvirkede billeder.
Da de 342 enkeltbilleder var renset for sporene efter kosmisk stråling og spredt lys, skulle de sættes sammen. De videnskabsmænd, der var involveret i HDF-observationerne udviklede en teknik, som de kaldte støvregn, hvor teleskopets retning ændredes meget nøjagtigt mellem de enkelte sæt eksponeringer. Hver pixel på WFPC2's CCD-chips dækkede et areal på himlen med en diameter på 0,09 buesekunder, men ved at ændre den retning, teleskopet pegede i, med mindre end det imellem de enkelte optagelser, lykkedes det at samle det endelig billede ved avanceret billedbehandling og opnå en endelig vinkelopløsning af endnu bedre værdi: HDF-billederne ved hver bølgelængde havde en endelig pixel-størrelse på 0,03985 buesekunder.
Databehandlingen gav fire monokrome billeder, et for hver bølgelængde. At kombinere disse til de farvebilleder, som er offentliggjort, var en temmelig vilkårlig proces, hvor hvert af de tre billeder blev tildelt farven rød, grøn eller blå, hvorefter de blev sat sammen til et farvebillede. Da bølgelængderne, som optagelserne er sket ved, ikke svarer til de bølgelængder, der giver lys med de tre farver, giver farverne i det endelige billede kun et tilnærmet udtryk for den rigtige farve på galakserne i billedet. Valget af filtre til HDF (og til hovedparten af de øvrige Hubble-billeder) skete først og fremmest for at give det største videnskabelige udbytte og ikke for at vise farver, som svarer til, hvad det menneskelige øje i virkeligheden ville opfatte.
Områdets indhold
De endelige billeder afslørede en overflod af fjerne, svagt lysende galakser. Der kunne identificeres omkring 3.000 af dem, med både irregulære og spiralgalakser tydeligt synlige, selvom nogen galakser i området kun omfatter få pixels i bredden. HDF menes at indbefatte mindre end 10 forgrundsstjerner fra vor galakse, så det overvejende antal objekter er fjerne galakser.