Μέσα στον δικό μας γαλαξία, ο παχύς δίσκος είναι ένας ξεχωριστός πληθυσμός αστεριών που βρίσκεται πάνω και κάτω από τον κύριο (λεπτό) δίσκο. Αν και οι αστρονόμοι δεν είναι απολύτως σίγουροι πώς σχηματίστηκε (απομεινάρια από μικρούς γαλαξίες ή εκτόξευση από τον λεπτό δίσκο), είναι σίγουρα εκεί και έχουν παρατηρηθεί ανάλογα σε άλλους γαλαξίες, σε απόσταση μεγαλύτερη των 10 megaparsecs. Εάν αυτοί οι παχύρρευστοι δίσκοι είναι πραγματικά προϊόν συγχωνεύσεων, τότε οι γαλαξίες που δείχνουν στοιχεία συγχωνεύσεων από άλλες απόψεις θα πρέπει να δείχνουν και την παρουσία αυτού του δεύτερου πληθυσμού. Ωστόσο, στην περίπτωση του M31, ο γαλαξίας της Ανδρομέδας, ο κοντινότερος μεγάλος γαλαξίας με τον δικό μας, ο οποίος πιστεύεται ότι έχει πλούσια ιστορία συγχώνευσης, τα ίχνη του παχιού δίσκου έχουν αποδειχθεί αόριστα. Πού είναι λοιπόν;
Μέρος του προβλήματος στην εύρεση αυτού του γαλαξιακού συστατικού είναι η γωνία με την οποία μας παρουσιάζει ο γαλαξίας. Οι γαλαξίες για τους οποίους έχει ανιχνευθεί ένα παχύ τμήμα δίσκου (εκτός από τους δικούς μας) βρίσκονται όλοι πάνω. Αυτό καθιστά τη διαδικασία εύρεσης του παχιού συστατικού πολύ απλουστευμένη. Οι αστρονόμοι μπορούν να χρησιμοποιήσουν φωτομετρικά συστήματα σχεδιασμένα για την ανίχνευση διαφορετικών πληθυσμών αστεριών (νέοι εναντίον ηλικιωμένων) και να παρατηρήσουν την αλλαγή στην κατανομή. Όταν οι γαλαξίες παρουσιάζονται πιο κοντά, η προβολή του παχιού εξαρτήματος στο λεπτό καθιστά την αναγνώριση πολύ πιο δύσκολη. Ο γαλαξίας Andromeda βρίσκεται κάπου ανάμεσα σε αυτά τα δύο άκρα και κάνει μια γωνία 77 ° στον ουρανό (όπου οι 90 ° είναι άκρες).
Λόγω αυτής της δυσκολίας, είναι απαραίτητη μια άλλη μέθοδος για την αναζήτηση αυτού του εκτεταμένου πληθυσμού. Από το 2002, μια ομάδα με επικεφαλής την Michelle Collins του Πανεπιστημίου του Cambridge χρησιμοποιεί το τηλεσκόπιο Keck II για να αναζητήσει τον αναμενόμενο δίσκο. Για να γίνει αυτό, η ομάδα χρησιμοποίησε φασματοσκοπικές παρατηρήσεις πολλών κόκκινων κόκκινων αστεριών για να προσδιορίσει εάν μπορεί να βρεθεί ένας συγκεκριμένος υποπληθυσμός με παχιά χαρακτηριστικά δίσκου. Ενώ ένας υποπληθυσμός έχει ανακαλυφθεί πριν στο Μ31, η διασπορά της ταχύτητάς του ήταν πολύ χαμηλή και η κατανομή ήταν πολύ στενά συνδεδεμένη με τον κλασικό λεπτό δίσκο για να θεωρηθεί πραγματικά το συστατικό που λείπει. Αντ 'αυτού, αναφέρεται ως «εκτεταμένος δίσκος».
Αλλά όπου άλλοι έχουν αποτύχει, η ομάδα του Collins έχει επικρατήσει. Από τη μελέτη της ομάδας της, ένα πρόσφατο έγγραφο ισχυρίζεται ότι ανακάλυψε τον παχύ δίσκο και με ένα τόσο μεγάλο δείγμα, έκανε κάποιες ενδιαφέρουσες παρατηρήσεις σχετικά με τη φύση του. Το πρώτο είναι ότι ο παχύς δίσκος του M31 έχει πάχος σχεδόν τρεις φορές. Επιπλέον, η μέση ταχύτητα τόσο των λεπτών όσο και των παχιών δίσκων είναι ιδιαίτερα υψηλότερη (λεπτήΜ31 = 32,0 χλμ-1, λεπτόMW = 20,0 χλμ-1; πυκνόςΜ31 = 45,7 χλμ-1, παχύMW = 40,0 χλμ-1). Εάν ο παχύς δίσκος σχετίζεται πράγματι με συγχωνεύσεις, τότε αυτό μπορεί να υποδηλώνει ότι το M31 έχει υποστεί μια πιο εντατική περίοδο πρόσφατων αλληλεπιδράσεων από τον δικό μας γαλαξία. Ωστόσο, η ομάδα σημειώνει ότι, μόνο από τις παρατηρήσεις τους, δεν μπορούν να περιορίσουν τις μεθόδους σχηματισμού αυτού του συστατικού. Ενώ άλλες μελέτες έχουν δείξει ότι η προσαύξηση και η αφαίρεση αφήνουν ξεχωριστά δακτυλικά αποτυπώματα, τα απαραίτητα στοιχεία δεν χαρτογραφήθηκαν με επαρκείς λεπτομέρειες για τη διάκριση μεταξύ των δύο.
