A descoberta de um exoplaneta resultou na maioria das vezes do monitoramento da cintilação de uma estrela (o método de trânsito) ou de sua oscilação (o método da velocidade radial). A descoberta por imagem direta é rara porque é muito difícil localizar um exoplaneta tênue escondido no brilho de sua estrela hospedeira. O advento da nova geração de interferômetros de rádio (bem como melhorias na imagem do infravermelho próximo), Contudo, permitiu a geração de imagens de discos protoplanetários e, nas subestruturas do disco, a inferência de exoplanetas em órbita. Lacunas e estruturas em forma de anel são pistas particularmente fascinantes para a presença ou formação contínua de planetas.

Anéis de poeira já foram identificados em muitos sistemas protoplanetários a partir de sua emissão infravermelha e submilimétrica. A origem desses anéis é debatida. Eles podem ter se formado a partir do acúmulo de poeira, "poeira assentando, instabilidades gravitacionais, ou mesmo de variações nas propriedades ópticas da poeira. Alternativamente, os anéis podem resultar dinamicamente dos movimentos orbitais de planetas que já se desenvolveram ou que estão em bom caminho. Os planetas induzirão ondas nos discos empoeirados que, à medida que se dissipam, pode produzir lacunas ou anéis. A chave para resolver o problema é reconhecer que grãos de poeira de tamanhos diferentes se comportam de maneira diferente, com pequenos grãos sendo fortemente acoplados ao gás e, assim, rastrear a massa de gás, enquanto os grãos maiores (de tamanho milimétrico ou maiores) tendem a seguir gradientes de pressão e se concentrar perto das bordas da lacuna.

Os astrônomos do CfA Sean Andrews e David Wilner eram membros de uma equipe de cientistas que usaram as instalações do ALMA para criar imagens da poeira ao redor da jovem estrela Elias 24 com uma resolução de cerca de 28 au (uma unidade astronômica sendo aproximadamente a distância média da Terra do Sol). Os astrônomos encontram evidências de lacunas e anéis e, assumindo que são produzidos por um planeta em órbita, eles modelam o sistema, permitindo que a massa e a localização do planeta e a distribuição da densidade da poeira evoluam. Seu melhor modelo explica as observações muito bem:depois de cerca de quarenta e quatro mil anos, o planeta inferido tem uma massa de 70% da massa de Júpiter e está localizado a 61,7 au da estrela. O resultado reforça a conclusão de que tanto as lacunas quanto os anéis são prevalentes em uma grande variedade de discos circunestelares jovens, e sinalizam a presença de planetas em órbita.