ハッブル・ディープ・フィールド
HDFは宇宙学者たちに極めて豊富な分析材料を提供し、2021年までに、天文学に関する文献にHDFに基づいた1000以上に及ぶ論文が発表されている。最も基礎的な発見は、大きな赤方偏移の値を持っている銀河が多く見つかったことである。
宇宙が膨張するのにともなって、より遠くにある天体は地球からより速く遠ざかる。これはハッブル=ルメートルの法則と呼ばれており、それに基づいた銀河の後退はハッブル流と名付けられている。非常に遠い銀河からの光はドップラー効果の影響を著しく受け、我々が遠方の銀河から受ける光は元々の光より赤くなる。非常に高い赤方偏移の値を持つクエーサーは知られていたが、赤方偏移の値が1より大きくなる(波長が元の2倍になる)銀河は、HDFの画像が得られるまでは非常に少数しか知られていなかった。しかし、HDFには、赤方偏移の値が2.5(波長が元の3.5倍になる)に達する53W002などの銀河が含まれている。赤方偏移のため、HDFの中でもかなり遠くにある天体は実際にはこのハッブル宇宙望遠鏡の写真では見えない。それらはハッブル宇宙望遠鏡に後に搭載されたNICMOS(英語版)のHバンド(1.6μm)のフィルターを用いて長い波長で撮影された画像から発見されたものである。
ハッブル宇宙望遠鏡を設計した天文学者たちの主な目的の一つは、地上からでは不可能なほどの高い分解能を生かして、遠方の銀河の研究をすることであった。ハッブル宇宙望遠鏡は大気圏より上に位置しているため、地球の大気の影響を受けずに済み、大気の揺らぎや大気光の影響を受ける地上の望遠鏡よりも高感度の可視光や紫外線の写真を撮影することができる(補償光学による適切な補正がなされている場合はかなり影響を抑えることができるが、完全に取り除くことはできない)。望遠鏡が1990年に打ち上げられた直後は、主鏡が製造ミスにより歪んでしまっていたために予定していた性能の15%しか光を集められなかった。
1993年にはスペースシャトルのミッションSTS-61によって鏡の歪みを補正する光学機器を入れたことにより、望遠鏡の優秀な撮影性能がより遠く暗い銀河を研究するのに使われるようになった。他の観測装置が予定されている観測に使われている間には、任意の領域の画像を撮影するためミディアム・ディープ・サーベイ(Medium Deep Survey、MDS)がWFPC2を使っていた。
作業部会は、ケック望遠鏡やキットピーク国立天文台の望遠鏡、超大型干渉電波望遠鏡群(VLA)といった北半球にある望遠鏡が追跡調査観測ができるように、北半球のCVZに絞ることを決めた。
これらの条件を全て満たす20の領域がまず確認され、その中でも最適な領域の候補が3つ選ばれた。それらは全ておおぐま座にあった。電波によるスナップ写真観測から、これらの領域のうちまず1つが電波の放射源を含むとして除外された。残った最後の2つの領域のどちらにするかの決定は、視野の近くに恒星の追尾に使える星があるかということを元にして行われた。ハッブル宇宙望遠鏡は通常、露出中に望遠鏡の高精度ガイドセンサーが固定追尾できる近接した恒星のペアを必要とするが、HDF観測の重要性を考えると、2組目の予備のガイド星が必要だった。最終的に選ばれた領域は、赤経12h36m49.4s、赤緯+62°12′48′′に位置しており、領域の幅は2.6arcminでその面積は5.3 arcminである。
ライマンブレーク銀河のような赤方偏移の大きい銀河では可視光の範囲では観測できないことが多いため赤外線やサブミリ波による観測が行われた。赤外線宇宙天文台(ISO)の観測ではハッブル・ディープ・フィールド内の13の銀河について赤外線が観測された。このうち2つは恒星の光、あるいはシラスによるもの、11個は星形成に関連して放出されたものであると考えられている。また、スピッツァー宇宙望遠鏡も赤外線で観測を行った。サブミリ波での観測はジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡に搭載された観測機器SCUBAにより行われ、5つのサブミリ波源らしきものが検出された。また、日本の国立天文台が管理するすばる望遠鏡でも複数の波長での観測が行われた。
チャンドラX線観測衛星の観測ではハッブル・ディープ・フィールド内に6つX線源があることが明らかになった。観測されたX線源のうち、CXOHDFN 123648.