基本資料
岩屑盤是由塵埃和岩屑組成，環繞在恆星周圍成盤狀的星周盤，在年輕的和發展中的恆星都曾經發現過，而且至少也已經發現一顆中子星有岩屑盤環繞著。它們在行星系形成的過程，可以被視為是原行星盤的階段。它們也可能是星子在碰撞階段產生和剰餘下來的殘骸。迄2001年，可能有岩屑盤的候選者已經超過900顆恆星。它們通常都是在紅外光觀察時特別明亮的恆星系，並且看起來發射出過量的輻射。這些過量的紅外線輻射都是由恆星發射出的能量被星周盤吸收，然後再以紅外線幅射出來的。
在聯星系統中，當主星在被掩蔽的情況下，有些岩屑盤的影像可以直接被觀測到。
觀測的歷史
在1984年，IRAS在織女星周圍發現了第一個岩屑盤。開始時，相信它是一個原行星盤，隨後在盤中找到的不規則性被認為是行星體已經出現了。但是因為盤中缺乏氣體，現在認為他只是一個岩屑盤.。在北落師門和繪架座 β也都發現了相似的岩屑盤。到了1998年，在鄰近的巨蟹座55發現了岩屑盤，這也是一個已知有行星系的恆星。環繞著波江座 ε的岩屑盤所受到的攝動顯示有行星環繞著這顆恆星，並且可以據此推測行星的質量和軌道。
起源
典型岩屑盤中的小顆粒大約是1–100 μm的大小。來自炙熱恆星的輻射，因為波印廷-羅伯森效應的作用，會使這些顆粒以螺鏇的路徑內移，因此岩屑盤的生命期大約是一千萬年或更短些。所以，若要維持盤的存在，就需要有連續不斷的過程來補充，例如，盤中較大顆粒的互相碰撞就是一種可能性。碰撞可以使大的顆粒變小，繼續不斷的碰撞可以使顆粒變得更小。為了讓碰撞能在岩屑盤中持續，必須有足夠大的物體在盤中產生重力擾動來產生足夠的碰撞速度。一個環繞著恆星的行星系，或是聯星的伴星或是另一顆恆星的接近，都可以可以產生如此的攝動。
