I dischi di detriti attorno alle stelle di sequenza principale sono tenui cinture di polvere che si pensa vengano prodotte quando asteroidi o altri planetesimi si scontrano e si frammentano. Sono comuni: più di circa un quarto di tutte le stelle di sequenza principale hanno dischi di detriti e, poiché questi dischi possono essere difficili da rilevare, è probabile che la frazione sia ancora più alta.
Gli strumenti attuali sono in grado di rilevare dischi di detriti solo in sistemi che sono almeno un ordine di grandezza più luminosi del disco generato dalla fascia di Kuiper del sistema solare (la regione che si estende dall'orbita di Nettuno a circa trenta fino a circa cinquanta unità astronomiche).
La polvere nei dischi di detriti offre anche l'opportunità di tracciare le proprietà dei sistemi planetari. I grani di polvere più grandi (quelli grandi come un millimetro), la cui emissione termica collettiva è misurata con telescopi come ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), sono relativamente inalterati dai venti stellari o dalla pressione della radiazione.
Piuttosto, la loro distribuzione rivela gli effetti della gravità e delle collisioni. La "zona caotica" è la regione estesa attorno a un pianeta all'interno della quale la polvere non ha orbite gravitazionali stabili, risultando in un divario la cui larghezza dipende, tra le altre cose, dalla massa del pianeta. Le misurazioni delle dimensioni del divario possono quindi essere utilizzate per dedurre la massa del pianeta, un parametro chiave per gli esopianeti che è altrimenti difficile da ottenere.
Gli astronomi del CfA Sean Andrews e David Wilner erano membri di un team che ha utilizzato ALMA per studiare il disco di detriti noto intorno alla stella HD 206893 a circa 135 anni luce da noi. La stella ha anche una compagna binaria nana bruna che orbita a circa 10 unità astronomiche (au) e la cui massa è di circa 15-30 masse gioviane. Le immagini di ALMA hanno permesso di misurare spazialmente il disco, che si estende da circa 50 a 185 au, permettendo di trovare prove di un divario che si estende da circa 63 a 94 au.
Se il divario è stato causato da un singolo pianeta in un'orbita circolare, la teoria della zona caotica implica che il pianeta dovrebbe avere una massa di circa 1,4 masse gioviane e orbitare a circa 79 au. Le future osservazioni di ALMA ad alta risoluzione hanno il potenziale per aiutare a limitare il comportamento dinamico della nana bruna e per migliorare la caratterizzazione del nuovo pianeta.