Término derivado del inglés Debris Disk, traducible como disco de escombros o disco de desechos, utilizado por los astrónomos para describir los discos de polvo descubiertos alrededor de estrellas maduras, de tipos espectrales A, F, G y K y masas comprendidas entre 0,5 y 3 veces la solar.

Su composición es básicamente de polvo con muy poca cantidad de gas, y se encuentran a distancias equivalentes a la del Cinturón de Kuiper, entre unas 10 y 100 unidades astronómicas.

Puesto que la edad de estos discos es muy inferior a la de sus estrellas centrales, no puede tratarse del disco protoplanetario primordial, sino de discos formados siendo ya la estrella madura a partir, según se cree, del material originado por la erosión de los planetesimales y los cometas.

Estos discos pueden llegar a ser muy densos -a escala astronómica, claro-, algo que no ocurre en el Sistema Solar, aunque se cree que en el pasado la densidad de polvo debió de ser mucho más elevada que en la actualidad.

Dada su naturaleza, los discos de debris experimentan las perturbaciones producidas por la atracción gravitatoria de los planetas gigantes sufriendo también fenómenos de resonancia orbital, razón por la que mediante el estudio de su estructura se puede deducir en ocasiones la existencia de planetas extrasolares.

Algunas de las estrellas conocidas que poseen discos de debris son Vega, Fomalhaut, Épsilon Erídani, Tau Ceti o Beta Pictoris.