Mørke tåker er svære ansamlinger av forholdsvis kald materie i verdensrommet. De kan ha mange strukturer og former, som klumper eller smale og buktende linjer. De består av støv og gass som ikke sender ut lys. Dette er fundamentale greier, da det er dette vi opprinnelig kommer fra.

Alle som har sett Melkeveien fra et mørkt sted har sett en mørk tåke. Melkeveien nærmest "deles" i to av en mørk stripe. Fra Norge er dette klarest sett i Svanen. Slike støvskyer er vanlige i galakser.

Den amerikanske astronomen Edward Emerson Barnard (1857-1923) var sentral i å katalogisere virvaret av mørke tåker i Melkeveien. Han var en svært entusiastisk astronom som var nesten helt selvlært. Han arbeidet i flere år ved 36" Lick refraktoren og 40" Yerkes refraktoren, som til denne dag er verdens største linseteleskop. Når det var mulig, observerte Barnard 7 ganger i uka, og holdt bl. a. ikke avtaler når det var klart. Han ble først kjent som kometjeger, men i dag forbinder vi ham med Barnard katalogen over 349 mørke tåker i Melkeveien. Et kjent eksempel er Barnard 33, Hestehodetåken i Orion.

Mørke tåker absorberer lys, så det er mangel på lys vi ser. Ulike bølgelengder av lys absorberes dessuten forskjellig. Rødt absorberes mindre enn blått. Dette er en viktig egenskap for astronomer, da de kan bruke de bølgelengdene som passerer lett for å se hva som er bak tåken. For å undersøke kjerneområdet i Melkeveien studerer de infrarødt lys og mikrobølger. Mørke tåker er mer eller mindre gjennomskinnelige i disse bølgelengdene. Melkeveien kan likevel være plagsom. Man skulle f. eks. gjerne ha studert noen galakser som ligger bak i det synlige spekteret. Men disse blir formørket med flere størrelsesklasser.

Sammensetningen til mørke tåker er hovedsakelig hydrogen i molekylform, som ikke er lett å se, da den ikke gløder som ionisert hydrogen. I kjernen finner vi CO, men også mange andre stoffer. Mot kjernen til en tilstrekkelig stor tåke synker temperaturen drastisk, da mer av stjernelyset absorberes. Sammensetningen endrer seg også innover, og kjemien blir ganske eksotisk. På utsiden er karbon til dels ionisert, innover atomært og molekylært, som ved tilfellet CO. Det er den lave temperaturen på ca. 7-15 Kelvin (antall grader over det absolutte nullpunkt som er –273.16° C), som gir den interessante kjemien. Over 70 ulike kjemikalier er blitt identifisert v.h.a. mikrobølger, som slipper ut. Stroffer som er ustabile på jorda kan eksistere der p.g.a. det lave energinivået (temperaturen). Et eksempel er HNC, en variant av blåsyre, som ved jordlige temperaturer raskt ville omdannes til det mer stabile HCN, vanlig blåsyre.

Støvet som vi ser er svært fint. Konsistensen er som sigarettrøyk, med en partikkeldiameter på 0,01-0,1 mikrometer (1 mikrometer = 0.001mm). Støvet er hovedsakelig karbon. Dette forklarer til dels hvorfor rødt lys slipper lettere igjennom enn blått. Det er det samme fenomenet vi finner i de rødeste stjernene i verdensrommet, de såkalte karbonstjernene. Her har man en atmosfære med karbon, og denne stopper den mer kortbølgete strålingen.

Mørke tåker inneholder mye av massen i rommet mellom stjernene, og forekommer i mange størrelser. De største kalles Giant Molecular Clouds (GMC) på engelsk, og kan strekke seg over 150 lysår. Tettheten i tåkene er svært lav, i gjennomsnitt har de 100-300 molekyler pr cm³ (1 cm³ = en kube med 1 cm lange sidekanter). Dette er mye tynnere enn det beste vakuum som kan fremstilles på Jorda. Lyset stoppes i dem bare fordi den totale utstrekningen er så stor at lyset passerer store mengder støv selv om tettheten er uhyre liten.

Tåkene danner også grunnlaget for stjerner og planeter. Disse systemene dannes ved at gassene og støvet trekker seg sammen i visse områder. Variasjoner i tettheten medfører variasjoner i tyngdekraften, og sammentrekningen skjer i de områdene der tyngdekraften er høyere enn ellers. Etterhvert som tåkene kollapser, varmes de opp. Hvis tettheten og temperaturen blir stor nok, får vi en stjerne. Det er imidlertid ikke helt så enkelt. Dette hadde nemlig ikke vært mulig hvis tåken ikke kunne stråle ut energi. Oppvarmingen skaper et strålings-trykk som prøver å motvirke sammen-trekningen. Men da infrarødt lys (varmestråling) slipper godt igjennom tåken, så kan vi få en slik kollaps. I tillegg har tåkene et magnetisk felt som tyngdekraften må overvinne.

Selve sammentrekningen er en komplisert prosess, bl. a. på grunn av den varierende tyngdekraften i tåken. Men vi har også fluiddynamiske instabiliteter som skaper en fragmentering etterhvert som den faller sammen. En slik er Rayleigh-Taylor instabiliteten. Denne forekommer når en tynn væske eller gass treffer en som er tettere og tyngre, noe som kan skje under kollaps av en mørk tåke. Disse har jo ikke helt homogen tetthet. Den minste ujevnhet i sjiktet mellom tynn og tett tåke vil føre til en forsterkning av ujevnhetene, og klumper eller "fingre" av materie dannes slik som vist på bildet ovenfor fra Hubble-teleskopet. Disse klumpene kan være utgangspunkt for en ny stjerne.

Vi har eksempler på systemer av nye stjerner. Et eksempel er de såkalte proplydene, som er avledet av Protoplanetary Disks. Disse er unge stjerner omgitt av støvskyer, som kan danne planeter. Slike har Hubble teleskopet fotografert i Oriontåka. Et annet relatert særtilfelle er de såkalte Bok-kulene, oppkalt etter astronomen Bart Bok. Han foreslo at disse områdene kunne være områder med stjernedannelse, og dette anses i dag som riktig. Med observasjoner i det nære infrarøde området har man funnet unge stjerneliknende objekter i noen av dem, gjerne stjerner på protostjerne ("før-stjerne") stadiet. Bok-kuler er generelt små tåker. Diameteren på en slik kan være godt under ett lysår. Derfor forventes slike å danne bare noen få stjerner, i noen tilfeller bare én. Bildet ovenfor viser Bok-kuler nær Carina (Kjølen).

Ingenting er evigvarende. Dette gjelder også for mørke tåker: Når nye stjerner dannes, tærer de på omgivelsene. Sterk ultrafiolett stråling (UV-stråling) fra varme, unge stjerner fordamper de ytre delene av tåkene og skyver materie utover i verdensrommet. Dette sees klart på dette berømte Hubble-bildet av Ørnetåken. Etterhvert som tåken forsvinner, kan tettere deler av tåken avsløres, såkalte Evaporating Gaseous Globules (EGGs). Dette er altså fordampende gasskuler, og kan også være grunnlag for nye stjerner. Disse vil også bli blåst vekk, og da vil eventuelle stjerner inne i dem komme til syne. Til slutt vil tåkeområdet bli en åpen hop, når støvet og gassen er blåst vekk. Dette materialet kan så igjen danne nytt grunnlag for stjerner og planeter. Slik har vi altså en resirkulering av stoffet i universet. Vårt solsystem er laget av slik resirkulert materiale.

Til slutt bør det nevnes at mørke tåker ikke er det samme som såkalt "mørk materie". Det sistnevnte er en type materie som ikke kan sees direkte, men som vi vet utøver en tyngdekraftvirkning på objekter omkring. Man antar at 90% av universet består denne materien. Man tror også at mørke tåker ikke bidrar mye til mørk materie. Det dreier seg kanskje snarere om store mengder av nesten masseløse partikler kalt nøytrinoer. Dette er man usikker på i dag.

Men mørke tåker er ellers en svært viktig del av universet, for uten dem hadde vi ikke hatt liv slik vi kjenner det.