岩屑盘是由尘埃和岩屑组成，环绕在 恒星 周围成盘状的星周盘，在年轻的和发展中的恒星都曾经发现过，而且至少也已经发现一颗 中子星 有岩屑盘环绕着。它们在 行星系 形成的过程，可以被视为是原 行星盘 的阶段。它们也可能是星子在碰撞阶段产生和 余下来的残骸。
基本资料
迄2001年，可能有岩屑盘的候选者已经超过900颗恒星。它们通常都是在红外光观察时特别明亮的 恒星系 ，并且看起来发射出过量的辐射。这些过量的 红外线 辐射都是由恒星发射出的能量被星周盘吸收，然后再以红外线幅射出来的。
在 联星 系统中，当主星在被掩蔽的情况下，有些岩屑盘的影像可以直接被观测到。
观测的历史
在1984年，IRAS在 织女一 周围发现了第一个岩屑盘。开始时，相信它是一个原 行星 盘 ，随后在盘中找到的不规则性被认为是行星体已经出现了。但是因为盘中缺乏气体，现在认为他只是一个岩屑盘.。在 北落师门 和 绘架座 β也都发现了相似的岩屑盘。
到了1998年，在邻近的 巨蟹座55 发现了岩屑盘，这也是一个已知有 行星系 的 恒星 。环绕着波江座 ε的岩屑盘所受到的摄动显示有 行星 环绕着这颗恒星，并且可以据此推测行星的质量和轨道。
起源
典型岩屑盘中的小颗粒大约是1–100 μm的大小。来自炙热恒星的辐射，因为波印廷-罗伯森效应的作用，会使这些颗粒以螺旋的路径内移，因此岩屑盘的生命期大约是一千万年或更短些。所以，若要维持盘的存在，就需要有连续不断的过程来补充，例如，盘中较大颗粒的互相碰撞就是一种可能性。碰撞可以使大的颗粒变小，继续不断的碰撞可以使颗粒变得更小。
为了让碰撞能在岩屑盘中持续，必须有足够大的物体在盘中产生重力扰动来产生足够的碰撞速度。一个环绕着 恒星 的 行星系 ，或是 联星 的 伴星 或是另一颗恒星的接近，都可以可以产生如此的摄动。