Le Champ profond de Hubble, ou HDF pour l'anglais Hubble Deep Field, est une région de l'hémisphère nord de la sphère céleste située dans la constellation de la Grande Ourse, couvrant à peu près un 30 millionième de la surface du ciel, et qui contient environ galaxies de faible luminosité.
Cette région a été photographiée par le télescope spatial Hubble en 1995. Elle a une taille de d'arc. Cela équivaut à celle d'un bouton de chemise placé à . L'image résulte du traitement et d'un montage obtenu à partir d'une collection de 342 photographies élémentaires prises avec la caméra à large champ du télescope spatial Hubble (Wide Field and Planetary Camera 2, WFPC2). Cette prise de vue s'est étalée sur consécutifs du 18 au .
La région est si petite que seules quelques étoiles de la Galaxie sont visibles au premier plan de l'image. Ainsi, la presque totalité des objets de l'image sont des galaxies, certaines d'entre elles figurant parmi les plus jeunes et les plus éloignées jamais observées. Si l'on considère que le Champ profond de Hubble est typique du reste de l'espace, alors il est possible d'extrapoler que l'univers visible contient des centaines de milliards de galaxies, chacune contenant des milliards d'étoiles. En outre, en révélant un si grand nombre de très jeunes galaxies, le HDF est devenu l'image symbole d'une étape en étude de l'Univers initial, l'article scientifique correspondant ayant fait l'objet de plus de 800 citations à fin 2008.
Les galaxies les plus éloignées présentes dans le Champ profond de Hubble émettent une lumière trop faible dans le domaine du visible pour pouvoir apparaître sur la photographie prise par Hubble. Ces objets ont été détectés en utilisant des observations faites au sol dans la gamme des ondes radio.
Trois ans plus tard, en 1998, une région située dans l'hémisphère sud de la sphère céleste a été photographiée de manière similaire dans la constellation du Toucan, baptisée le HDFS pour Hubble Deep Field South, ou Champ profond sud de Hubble. Elle a conduit à l'obtention d'un résultat très semblable au premier. Les similitudes entre ces deux régions du ciel ont renforcé la thèse selon laquelle l'univers est homogène à grande échelle, et selon laquelle la place occupée par notre galaxie est représentative du reste de l'univers (conformément au principe cosmologique). Une image plus grande mais aussi plus superficielle a également été réalisée dans le cadre du programme GOODS d'étude approfondie des origines par les grands observatoires. Depuis, d’autres champs profonds ont été réalisés.
Conception thumb|left|300px|L'amélioration spectaculaire des capacités optiques du télescope spatial Hubble après que des optiques correctives eurent été installées ont encouragé les tentatives d'obtention d'images très profondes visant des galaxies lointaines.
Un des objectifs-clés des astronomes ayant conçu le télescope spatial Hubble concernait l'utilisation de sa forte résolution optique pour l'étude des galaxies éloignées à un niveau de détail impossible depuis le sol. Positionné au-dessus de l'atmosphère terrestre, Hubble évite les lueurs atmosphériques, ce qui lui permet de prendre des photos dans les domaines des ondes visibles et ultraviolettes plus sensibles que celles que l'on peut obtenir avec les télescopes terrestres au seeing limité (lorsque les bonnes corrections par optique adaptative peuvent être mises en œuvre dans des longueurs d'onde visibles, les télescopes terrestres de . peuvent devenir compétitifs). Bien que les miroirs du télescope eussent souffert d'aberration sphérique lors de son lancement, en 1990, il pouvait déjà prendre des photos de galaxies plus lointaines qu'auparavant. Du fait que la lumière met des milliards d'années à atteindre la Terre depuis les galaxies lointaines, nous les voyons telles qu'elles étaient il y a des milliards d'années ; ainsi l'extension du champ de ces recherches à des distances accrues permet-elle une meilleure compréhension de leur évolutionFerguson et al. (1999), .
Après la correction de l'aberration sphérique lors de la mission de la navette spatiale STS-61 en 1993Trauger et al. (1994), les capacités améliorées d'imagerie du télescope furent utilisées pour l'étude de galaxies de plus en plus lointaines et faibles. Le Medium Deep Survey (MDS) utilisa la caméra (WFPC2) pour prendre des images profondes de champs aléatoires pendant que d'autres instruments étaient utilisés pour des observations programmées. En même temps, d'autres programmes dédiés se concentraient sur des galaxies déjà connues à travers des observations depuis le sol. Toutes ces études révélèrent des différences substantielles entre les propriétés des galaxies aujourd'hui et celles qui existaient il y a plusieurs milliards d'annéesAbraham et al. (1996).
10 % du temps d'observation d'Hubble est alloué au Temps Discrétionnaire du Directeur (DD), et son affectation typique concerne des astronomes désirant observer des phénomènes éphémères inattendus tels que les supernovae. Une fois que les optiques correctives eurent montré leurs bonnes performances, Robert Williams, alors Directeur du Space Telescope Science Institute, décida d'allouer une partie substantielle de son temps DD de 1995 à l'étude des galaxies lointaines. Un comité spécial de conseillers de l'Institut recommanda que le WFPC2 fût utilisé pour prendre des images d'une petite partie "typique" du ciel à haute latitude galactique, en utilisant plusieurs filtres optiques. Un groupe de travail fut mis sur pied pour développer et implémenter le projetWilliams et al. (1996).
Sélection d'un objectif thumb|300px|Localisation du Champ profond de Hubble, au centre de cette image qui mesure un degré sur le ciel. La Lune, vue depuis la Terre occuperait approximativement un quart de cette image.
Le champ sélectionné pour l'observation devait satisfaire à plusieurs critères. Il devait se situer à une latitude galactique élevée, parce que la poussière interstellaire et la matière opaque située dans le plan du disque de la Voie lactée empêche l'observation des galaxies lointaines aux latitudes galactiques basses. Le champ visé devait éviter les sources connues de lumière visible brillante, telles que les étoiles d'avant-plan, ainsi que les émissions d'infrarouge, d'ultraviolet et de rayonnement X pour faciliter les études ultérieures des objets du Champ profond dans de nombreuses longueurs d'onde. Il était également nécessaire qu'il se situât dans une région comportant un arrière-plan ténu de cirrus infrarouges (la faible émission infrarouge diffuse que l'on pense causée par les grains de poussière à haute température dans les nuages froids d'hydrogène gazeux des régions HI).
Ces exigences réduisaient le champ des zones cibles potentielles. On décida que la cible se situerait dans une « zone de vision permanente » de Hubble (CVZ, ). On regroupe sous ce nom les régions du ciel qui sont non occultées par le passage de la Terre ou de la Lune pendant l'orbite de Hubble. Le groupe de travail décida de se concentrer sur le CVZ Nord de façon que les télescopes de cet hémisphère tels le télescope Keck, l'observatoire de Kitt Peak et le Very Large Array (VLA) pussent mener les observations subséquentes.
Une sélection initiale identifia vingt champs satisfaisant à ces critères, à partir desquels trois candidats optimaux furent sélectionnés, tous situés dans la constellation de la Grande Ourse (Ursa major, en abréviation UMA). Des observations radios depuis le VLA permirent d'en éliminer un parce qu'il recélait une source radio brillante, et la sélection finale entre les deux subsistant se fit sur le critère de l'existence d'étoiles-guide proches du champ visé. Les observations de Hubble exigent normalement une paire d'étoiles proches sur lesquelles les senseurs de guidage fins du télescope peuvent se verrouiller durant une pose, mais étant donné l'importance des observations du HDF, le groupe de travail exigea, en couverture, un second jeu d'étoiles-guide. Le champ qui fut finalement retenu se situe à 12h 36m 49,4s. d'ascension droite et à +62° 12' 58" de déclinaison. Elle mesure à peine 5,3 arcminutes-carrésFerguson (2000a). Cette surface représente à peu près 1/ de la surface totale du ciel.
Observations thumb|left|200px|HDF est situé dans la zone de vision permanente nord de Hubble.
Une fois le champ choisi, il convient de développer une stratégie d'observation. Une décision importante consiste à déterminer quels seront les filtres optiques utilisés. La caméra WFPC2 est équipée de 48 filtres, comprenant les filtres à spectre étroit qui permettent d'isoler des spectres d'émission intéressants d'un point de vue astrophysique et les filtres à large bande utilisés pour l'étude des couleurs des étoiles et des galaxies. Le choix des filtres à utiliser pour le HDF dépendait du débit de chaque filtre (la proportion totale de lumière dont il autorise le passage et la couverture spectrale disponible. Les filtres devaient avoir des bandes passantes avec un chevauchement réduit au minimum).
Le choix final se porta sur quatre filtres à large bande, centrés sur la longueur d'onde de 300 nm (dans l'ultraviolet proche), (bleu clair), (rouge) et (infrarouge proche). Comme l'efficacité quantique des détecteurs de Hubble est relativement faible à , le bruit des observations à cette longueur d'onde est due principalement au bruit du capteur photographique CCD plus qu'au fond du ciel ; en conséquence, ces observations pouvaient être menées alors que les bruits de fond élevés auraient dégradé l'efficacité des observations dans les autres bandes passantes.
Entre le 18 et le , temps durant lequel Hubble parcourut 150 fois l'orbite terrestre, 342 images de la zone-cible furent prises dans les filtres retenus. Le temps total d'exposition à chaque longueur d'onde atteint 42,7 heures à , 33,5 heures à , 30,3 heures à et 34,3 heures à , divisées en 342 prises individuelles pour prévenir des dégâts significatifs à une image individuelle par les rayons cosmiques, qui causent l'apparition de traînées brillantes lorsqu'ils percutent les détecteurs CCD. Dix orbites supplémentaires de Hubble furent nécessaires pour des prises de vue des champs voisins, en sorte de faciliter le suivi d'observations par d'autres instruments.
Traitement des données thumb|300px|Sélection du HDF d'à peu près 14 secondes d'arc de largeur, vue dans chacune des 4 longueurs d'onde sélectionnées pour construire la version finale unifiée : (en haut à gauche), (en h. à droite), (en bas à gauche) et (en b. à droite). La production d'une image combinée finale à chaque longueur d'onde fut le résultat d'un processus complexe. Les pixels brillants générés par les impacts de rayons cosmiques pendant les expositions furent éliminés en comparant une par une les prises de vues d'égale longueur, et en identifiant les pixels qui avaient été affectés par les rayons cosmiques sur une vue et pas sur une autre. Des traces de débris spatiaux et de satellites artificiels étaient également visibles sur les images originales et furent soigneusement éliminées.
La visibilité de la lumière dispersée par la Terre était évidente sur à peu près un quart des données collectées ; elle formait une figure en forme de X sur les images. Pour l'enlever, on aligna une image affectée par cette lumière avec une image non affectée, on soustrayait l'image non affectée de l'image affectée. L'image résultante était lissée, et pouvait être soustraite du cadre brillant. Cette procédure élimina presque toute la lumière des images affectées.