Trong thiên hà của chúng ta, đĩa dày là một quần thể sao riêng biệt nằm trên và dưới đĩa chính (mỏng). Trong khi các nhà thiên văn học hoàn toàn chắc chắn về cách nó hình thành (tàn dư của các thiên hà nhỏ hoặc phóng ra từ đĩa mỏng), thì nó chắc chắn ở đó và các chất tương tự đã được quan sát thấy ở các thiên hà khác, cách xa hơn 10 megapixel. Nếu các đĩa dày này thực sự là một sản phẩm của sự hợp nhất, thì các thiên hà cho thấy bằng chứng về sự hợp nhất ở các khía cạnh khác cũng cho thấy sự hiện diện của dân số thứ hai này. Tuy nhiên, trong trường hợp của M31, thiên hà Andromeda, thiên hà lớn gần nhất với chúng ta, được cho là có lịch sử sáp nhập phong phú, dấu vết của đĩa dày đã tỏ ra khó nắm bắt. Vậy nó ở đâu?
Một phần của vấn đề trong việc tìm kiếm thành phần thiên hà này là góc mà thiên hà được trình bày cho chúng ta. Các thiên hà mà một thành phần đĩa dày đã được phát hiện (ngoài chính chúng ta) đều nằm trên cạnh. Điều này làm cho quá trình tìm kiếm thành phần dày được đơn giản hóa rất nhiều. Các nhà thiên văn học có thể sử dụng các hệ thống trắc quang được thiết kế để phát hiện các quần thể sao khác nhau (trẻ so với già) và quan sát sự thay đổi trong phân bố. Khi các thiên hà được trình bày gần mặt hơn, việc chiếu thành phần dày lên mỏng khiến việc nhận dạng trở nên khó khăn hơn rất nhiều. Thiên hà Andromeda nằm ở đâu đó ở giữa hai thái cực này và tạo một góc 77 ° trên bầu trời (trong đó 90 ° là cạnh trên).
Do khó khăn này, một phương pháp khác là cần thiết để tìm kiếm dân số mở rộng này. Từ năm 2002, một nhóm do Michelle Collins của trường đại học Cambridge dẫn đầu đã sử dụng kính viễn vọng Keck II để tìm kiếm đĩa dự kiến. Để làm điều này, nhóm nghiên cứu đã sử dụng các quan sát quang phổ của nhiều ngôi sao khổng lồ đỏ để xác định xem một quần thể phụ cụ thể có thể được tìm thấy với các đặc điểm đĩa dày hay không. Mặc dù một dân số phụ đã được phát hiện trước đó trong M31, sự phân tán vận tốc của nó quá thấp và sự phân phối quá chặt chẽ với đĩa mỏng cổ điển để thực sự được coi là thành phần bị thiếu. Thay vào đó, nó được gọi là đĩa Disc mở rộng.
Nhưng nơi mà những người khác đã thất bại, đội Collins Collins đã thắng thế. Từ nghiên cứu nhóm của cô, một bài báo gần đây tuyên bố đã phát hiện ra đĩa dày và với một mẫu lớn như vậy, đã thực hiện một số quan sát thú vị về bản chất của nó. Đầu tiên là đĩa dày M31, dày gần gấp ba lần. Ngoài ra, tốc độ trung bình của cả đĩa mỏng và dày đều cao hơn đáng kể (mỏngM31 = 32,0 km-1, gầyMW = 20,0 km-1; dàyM31 = 45,7 km-1, dàyMW = 40,0 km-1). Nếu đĩa dày thực sự có liên quan đến sáp nhập, thì điều này có thể cho thấy M31 đã trải qua giai đoạn tương tác gần đây hơn so với thiên hà của chúng ta. Tuy nhiên, nhóm nghiên cứu lưu ý rằng, từ những quan sát của họ, họ không thể hạn chế các phương pháp hình thành của thành phần này. Trong khi các nghiên cứu khác đã chỉ ra rằng sự bồi tụ và phóng ra đều để lại dấu vân tay riêng biệt, các thành phần cần thiết không được ánh xạ đủ chi tiết để phân biệt giữa hai loại.
